Alheimurinn
Rafsegulrófið

Rafsegulrófið

  • M87, kjarni, rafsegulrófið
    Kjarni vetrarbrautarinnar M87 á mismunandi bylgjulengdum rafsegulrófsins

Rafsegulrófið (e. electromagnetic spectrum) spannar allar hugsanlegar bylgjulengdir rafsegulgeislunar. Rafsegulróf fyrirbæris, t.d. sólstjörnu, er sú rafsegulgeislun sem einkennir og berst frá fyrirbærinu. Rafsegulrófið nær frá orkulitlum útvarpsbylgjum langbylgjugeislunar til orkuríkrar gammageislunar í stuttbylgjuendanum. Bylgjulengdin getur verið frá þúsundum kílómetra að stærð niður í brot úr stærð atóms. Talið er að minnsta mögulega bylgjulengd ljóss sé í námunda við Planckslengdina (1,616×10−35 metrar) en stærsta bylgjulengdin takmarkast af stærð alheims, þótt fræðilega séð sé rafsegulrófið óendanlegt og samfellt.

1. Inngangur

Þegar þú hlustar á uppáhalds tónlistina þína greina eyrun vítt tíðnisvið frá dýpstu bassatónum upp í hæstu tónhæð. Ímyndaðu þér ef eyru þín næmu einungis tóna á mjög afmörkuðu tíðnisviði, að þú heyrðir ekki bassatónana. Þú myndir missa af miklu! Þetta eru hins vegar aðstæðurnar sem stjörnufræðingar þurfa að glíma við. Augu okkar eru aðeins næm fyrir mjög þröngu tíðnisviði rafsegulgeislunar, sýnilegu ljósi. Við erum blind á alla aðra rafsegulgeislun. Í alheiminum eru samt mörg fyrirbæri sem senda frá sér geislun á öðrum sviðum rafsegulrófsins, meira að segja við sjálf.

Sýnilegt ljós er rafsegulbylgjur. Hver litur samsvarar ákveðinni bylgjulengd. Rautt ljós hefur 700 nanómetra bylgjulengd (0,0007 millímetrar). Blátt ljós er orkuríkara, með hærri tíðni og þess vegna styttri bylgjulengd eða 400 nanómetra. Mannsaugað er næmt fyrir þessu litabili en ekki rafsegulbylgjum með lengri eða styttri bylgjulengd. Alheimurinn gefur frá sér geislun á öllum bylgjulengdum, svo að rannsaka hann eingöngu í sýnilegu ljósi er eins og að sækja hljómleika, verulega heyrnaskertur.

Sérhver hluti rafsegulrófsins hefur sína sögu að segja. Bylgjur með öldulengd upp á millímetra eða styttri eru notaðar til að skoða myndun vetrarbrauta skömmu eftir Miklahvell og uppruna stjarna og reikistjarna í Vetrarbrautinni okkar. Mest af þessari geislun kemst hins vegar ekki í gegnum lofthjúpinn vegna þess að vatnsgufan í lofthjúpnum dregur hana í sig. Til þess að kanna þessa geislun þarf að fara hátt upp í þurrt loftslag. Sumar athuganir er þó einfaldlega ekki hægt að framkvæma á jörðu niðri. Hvert er svarið við því? Geimsjónaukar.

rafsegulrófið ljós
Mynd 1: Mynd sem sýnir mismunandi tegundir rafsegulgeislunar, stærð bylgnanna, tíðnina og það hitastig hlutar sem gefur tiltekna geislun frá sér. Mynd: NASA.

2. Tegundir rafsegulgeislunar

Sjá nánar: Svarthlutargeislun

Rafsegulgeislun er meira en einungis sýnilegt ljós. Útvarpsbylgjur, innrautt ljós og útfjólublátt, röntgen- og gammageislar eru allt afbrigði rafsegulgeislunar. Jafnvel sýnilegu ljósi má skipta upp í mismunandi bylgjulengdir. Hvítt ljós, sem dæmi, inniheldur alla regnbogans liti — staðreynd sem er nokkuð augljós þegar sólarljós fellur í gegnum gler eða á yfirborð geisladisks.

Munurinn á ólíkum tegundum rafsegulgeislunar felst í tíðni hennar eða bylgjulengd. Með hækkandi tíðni styttist bylgjulengdin og orkan eykst. Með lækkandi tíðni lengist bylgjulengdin og orkan minnkar. Í grófum dráttum má flokka rafsegulrófið sem hér segir:

Tegund rafsegulgeislunar
Bylgjulengd
 Útvarpsbylgjur 2.000 m – 30 cm
 Örbylgjur  30 cm – 1 mm
 Innrautt ljós
 1 mm – 700 nm
 Sýnilegt ljós
 700 nm – 400 nm
 Útfjólublátt ljós
 400 nm – 10 nm
 Röntgengeislar  1 nm – 0,01 nm
 Gammageislar  0,01 nm –

2.1. Útvarpsbylgjur

very large array útverpssjónauki
Mynd 2: Risaröðin (Very Large Array) í Nýju-Mexíkó í Bandaríkjunum er röð 27 útvarpssjónauka. Mynd: Wikimedia Commons.

Skoski eðlisfræðingurinn James Clerk Maxwell (1831–1879) spáði fyrstur manna stærðfræðilega fyrir um tilvist útvarpsbylgna árið 1865. Maxwell tók eftir bylgjueiginleikum ljóss og svipuðum eiginleikum raf- og segulmagns. Hann setti saman jöfnur sem lýstu ljósbylgjum og útvarpsbylgjum sem rafsegulbylgjum.

Árið 1887 gerði þýski eðlisfræðingurinn Heinrich Hertz (1857–1894) nokkrar tilraunir þar sem hann framkallaði neista milli tveggja málmkúlna. Í einni þessara tilrauna tókst Hertz að skapa neista í rafrás með því að láta straum fara um aðra ótengda rás. Um leið tókst Hertz að búa til rafsegulgeislun með nokkurra sentímetra bylgjulengd. Þessi tegund rafsegulgeislunar kallast útvarpsgeislun eða útvarpsbylgjur. Þeir Nikola Tesla (1856–1943) og Guglielmo Marconi (1874–1937) fundu síðar upp aðferðir til að nýta útvarpsbylgjur til samskipta.

Á fjórða áratug tuttugustu aldar uppgötvaði bandaríski eðlisfræðingurinn Karl Jansky (1905–1950) fyrir slysni að útvarpsbylgjur berast utan úr himingeimnum. Hluti útvarpsbylgnanna hefur sömu tíðni og uppáhalds útvarpsstöðin þín, en þær eru daufar og að sjálfsögðu er þar ekkert að heyra annað en snark og suð. Til þess að geta stillt sig inn á útvarpsbylgjur utan úr geimnum þarftu einhvers konar móttakara: Útvarpssjónauka.

Fyrir flestar bylgjulengdir er útvarpssjónaukinn disklaga, svipaður og spegillinn í venjulegum spegilsjónauka. En vegna þess að útvarpsbylgjur eru miklu lengri en bylgjur sýnilegs ljóss þarf yfirborð disksins ekki að vera jafnslétt og yfirborð spegils. Þetta er ástæðan fyrir því að það er miklu auðveldara að smíða stóran útvarpssjónauka en stóran sjónauka fyrir venjulegt ljós. Með hjálp útvarpsbylgna höfum við lært fjölmargt um sprengistjörnur, dulstirni, tifstjörnur og gasský milli stjarna svo fátt eitt sé nefnt.

Útvarpsstjörnufræðingar tala gjarnan um tíðni fremur en bylgjulengd. Með tíðni er átt við þann fjölda bylgju- eða öldutoppa sem fer framhjá tilteknum punkti á einni sekúndu.

2.2. Örbylgjur

Örbylgjur eru rafsegulbylgjur með bylgjulengd frá 1 millímetra upp í 30 sentímetra. Í örbylgjuofnum er bylgjulengd örbylgjugeislanna um 12 sentímetrar. Þess vegna sleppa örbylgjurnar ekki út um götin á ofnahurðinni. Götin eru smærri en örbylgjurnar. Sýnilegt ljós kemst greiðlega í gegn enda bylgjulengd þess miklu smærri. Örbylgjur eru líka notaðar í sjónvarpsútsendingar og þráðlaus símasamskipti.

Örbylgjur berast svo til jafnt úr öllum áttum utan úr geimnum. Þessi örbylgjugeislun kallast örbylgjukliðurinn (e. Cosmic Microwave Background) og er eftirgeislun Miklahvells sem uppgötvaðist fyrir slysni árið 1965. Örbylgjukliðurinn sýnir okkur alheiminn aðeins 380.000 árum eftir Miklahvell. Hitastig alheimsins þá var um 3.000 K (2.700°C) en nú, þegar alheimurinn hefur þanist gríðarlega út og kólnað, er hitastig geislunarinnar aðeins 2,7 K (–270°C). Örbylgjukliðurinn býr yfir geysimiklum upplýsingum um þær aðstæður sem voru fyrir hendi snemma í sögunni og áttu eftir að ráða þróun alheimsins.

Lofthjúpur jarðar er svo til ógegnsær fyrir örbylgjum og verða menn því að senda á loft geimsjónauka til að rannsaka þessar bylgjulengdir. Árið 1989 sendi NASA á loft COBE gervitunglið sem kortlagði örbylgjukliðinn með mikilli nákvæmni. Tólf árum síðar sendi NASA á loft annan örbylgjukanna, WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), sem kortlagði örbylgjukliðinn með ótrúlegri nákvæmni á aðeins tveimur árum. Hárfínar hitabreytingar á geisluninni hafa veitt mönnum dýrmætar upplýsingar um þéttleikasvæði snemma í sögu alheimsins sem síðar urðu að vetrarbrautaþyrpingum. Árið 2009 sendi ESA á loft Planck gervitunglið sem mæla á örbylgjukliðinn með enn meiri nákvæmni.

Að nema örbylgjukliðinn er eins og að taka mynd af alheimi í frumbernsku sinni, fyrir um 13,7 milljörðum ára.

örbylgjukliðurinn 2010 wmap
Mynd 3: 13,7 milljarða ára gamalt ljós! Kort WMAP af örbylgjukliðnum. Mynd: NASA/WMAP

2.3. Innrautt ljós


Í kringum 1800 beindi ensk-þýski stjörnuáhugamaðurinn William Herschel (1738–1822) sólarljósi í gegnum þrístrending og festi hitamæli við rauða enda hins sýnilega litrófs. Hitamælirinn sýndi hitastigshækkun sem benti til þess að á honum lenti ósýnileg tegund geislunar. Þessi ósýnilega geislun er innrautt ljós sem menn komust síðar að því að það er rafsegulgeislun með lengri bylgjulengd en sýnilegt ljós.

Innrautt ljós hefur bylgjulengd frá 1 millímetra niður í 700 nanómetra. Innrauðu ljósi er oft skipt í tvennt, nærinnrautt og fjærinnrautt. Nærinnrautt ljós liggur næst sýnilegu ljósi en fjærinnrautt er nær örbylgjuhluta rafsegulrófsins. Fjærinnrautt ljós er því með lengri bylgjulengd heldur en nærinnrautt. Bylgjulengd fjærinnrauða ljóssins er á stærð við nálarodd en þess nærinnrauða á stærð við örverur. Þarna á milli tala stjörnufræðingar oft um miðinnrautt ljós.

Fjærinnrautt ljós eru varmageislar sem við finnum fyrir á degi hverjum sem hita. Hitinn sem við finnum frá sólarljósi, arineldi, ofni eða jafnvel heitum bíl er fjærinnrautt ljós. Hitanæmu taugaendarnir á húðinni greina þessa geislun. Styttri, nærinnrauðu geislarnir eru ekki heitir og raunar finnum við ekkert fyrir þeim. Þessi tegund innrauðra geisla eru notaðir í sjónvarpsfjarstýringar.

innrautt ljós rafsegulrófið
Mynd 4: Myndin hægra megin, sem tekin er með innrauðri myndavél, sýnir hvernig hitinn frá hönd mannsins kemst í gegnum pokann og er þar af leiðandi sýnileg í innrauðu ljósi. Innrautt ljós kemst í gegnum mörg efni sem sýnilegt ljós kemst ekki í gegnum. Hið gagnstæða á einnig við. Sum efni hleypa sýnilegu ljósi í gegnum sig en ekki innrauðu ljósi. Sjáðu t.d. gleraugu mannsins. Innrautt ljós kemst ekki svo auðveldlega í gegnum gler og því virðast gleraugun dökk. Mynd: NASA/IPAC.
innrautt ljós flugvél
Mynd 5: Svarthvíta innrauða myndin vinstra megin sýnir manneskju í þykkum reykjarmekki. Slökkviliðsmenn gátu sem betur fer auðveldlega fundið og bjargað henni. Myndin hægra megin sýnir útsýnið út úr flugstjórnarklefa flugvélar á leið til lendingar í þykkri þoku í sýnilegu og innrauðu ljósi. Í sýnilegu ljósi sést flugbrautin ekki en í innrauðu ljósi blasir hún við og gerir flugmanninum kleift að lenda örugglega.

Allir hlutir sem hafa hita geisla frá sér innrauðu ljósi, jafnvel hlutir sem eru mjög kaldir í okkar huga eins og t.d. klakar. Þegar fyrirbæri er ekki nógu heitt til að geisla frá sér sýnilegu ljósi er mestur hluti geislunarinnar á formi innrauðs ljóss. Þess vegna gefa grillkol ekki frá sér sýnilegt ljós þótt þau séu mjög heit. Því heitara sem fyrirbæri er, því meiri innrauða geislun gefur það frá sér. Þú gefur frá þér ljós á formi innrauðrar geislunar. Innrauð bylgjulengd frá manneskju er 0,00001 metri eða 10 míkrómetrar. 

Innrautt ljós er til margra hluta nytsamlegt. Það getur ferðast í gegnum þykkan reyk, ryk eða þoku og jafnvel sum efni. Þar sem innrautt ljós kemst í gegnum þykkan reyk en sýnilegt ljós ekki nota slökkviliðsmenn innrauðar myndavélar í leit að fólki og dýrum í reykfylltum byggingum. Hitinn frá fólki og dýrum með heitt blóð kemst í gegnum reykjarmökkinn og sést því greinilega á innrauðum myndavélum. Þannig hefur tekist að bjarga fjölda fólks og dýra með hjálp innrauðs ljóss. Innrautt ljós kemst líka í gegnum þykka þoku. Því er mjög gagnlegt og skynsamlegt að hafa innrauðar myndavélar um borð í skipum og flugvélum.

Innrauðar myndavélar eru einnig notaðar í geimnum til að fylgjast með hitastigi sjávar og veðurfari á jörðinni, en ekki síst til þess að rannsaka innrautt ljós utan úr geimnum.

innrautt ljós haf þoka
Mynd 6: Vinstra megin á myndinni er innrautt kort af sjávarhita þar sem rauði liturinn táknar hlýsævi en fjólublái kaldsævi. Hægra megin eru tvær ljósmyndir sem teknar voru með geimsjónauka af þykku gas- og rykskýi í Vetrarbrautinni okkar þar sem stjörnur verða til. Þar sem innrautt ljós kemst í gegnum þykk og köld rykský geta stjörnufræðingar svipt hulunni af ógegnsæjum stjörnumyndunarsvæðum í alheiminum. Á innrauðu myndinni sjáum við í gegnum skýið og finnum bjartar og ungar nýmyndaðar stjörnur.

Árið 2003 sendi NASA á loft innrauðan geimsjónauka, Spitzer. Sex árum síðar sendi ESA annan innrauðan geimsjónauka, Herschel, sem er talsvert stærri og næmari en Spitzer. Árið 2014 hyggst NASA senda James Webb sjónaukann út í geiminn. James Webb sjónaukinn er arftaki Hubblessjónaukans sem mun rannsaka alheiminn í innrauðu ljósi.

orion innrautt ljós
Mynd 7: Óríon í sýnilegu og innrauðu ljósi. Eins og sjá má greinir mannsaugað ekki köldu gas- og rykskýin sem eru greinleg í innrauðu ljósi. Mynd: NASA.

2.4. Sýnilegt ljós

Sýnilegt ljós, með bylgjulengd nokkurn veginn milli 740 til 380 nanómetra, er eina tegund rafsegulbylgna sem við getum séð. Sýnilegt ljós er samsett úr öllum regnbogans litum. Hver litur hefur ákveðna bylgjulengd. Rauður litur hefur lengstu bylgjulengdina en fjólublár stystu. Þegar við sjáum alla litina í einu, allar bylgjulengdirnar, sjáum við hvítt ljós. Bylgjulengdir sýnilegs ljóss eru:

  • Fjólublár: 380–450 nm
  • Blár: 450–490 nm
  • Grænn: 490–560 nm
  • Gulur: 560–590 nm
  • Appelsínugulur: 590–630 nm
  • Rauður: 630–740 nm

Þegar hvítu ljósi er beint í gegnum þrístrending brotnar ljósið í liti sína, litrófið. Þegar vatnsgufa í lofthjúpi jarðar brýtur ljósið, sjáum við regnboga. Með svipuðum aðferðum geta stjörnufræðingar skipt ljósinu frá stjörnum, stjörnuþokum og vetrarbrautum í litróf. Litróf er graf sem sýnir orkumagnið á ýmsum bylgjulengdum. Heitur glóandi hlutur eins og sólin geislar frá sér ljósi á öllum mögulegum bylgjulengdum sem tengjast hitastiginu. Mjög heitar stjörnur, eins og Rígel og Vega, gefa frá sér meira blátt ljós en gult eða rautt. Tiltölulega kaldar stjörnur eins og Betelgás gefa að mestu frá sér appelsínugult eða rautt ljós. Hámarksorkuútgeislun meðalheitrar stjörnu eins og sólarinnar okkar er um miðbik sýnilega hluta rafsegulrófsins (í græna litnum) svo sólarljósið er nokkurn veginn jöfn blanda allra lita sem gefur sólinni hvítan blæ.

Heitar gastegundir hafa mjög mismunandi litróf. Uppbygging stakra gasatóma ákvarðar orkustigið svo heitt gas geislar aðeins frá sér ljósi með sérstökum og einkennandi bylgjulengdum sem segir til um efnasamsetninguna. Þennig geislar heitt natríumgas sérstaklega sterkt í appelsínugula hluta litrófsins eins og sjá má í natríumperum götuljósa. Kaldara gas gleypir líka ljós á þessum sömu bylgjulengdum svo litróf stjörnu verður stundum daufara en búast mætti við þegar gastegundir í lofthjúpi stjörnu gleypir ljós í sig.

Með tilkomu litrófsgreiningar á nítjándu öld má segja að stjarneðlisfræðin hafi brotist úr skelinni. Í dag er litrófsgreining ómissandi verkfæri í höndum stjarnvísindamanna. Með litrófsgreiningu geta stjörnufræðingar skoðað efnasamsetningu stjarna og vetrarbrauta. Með því að skoða Dopplerhrif sem valda færslu á bylgjulengdum litrófslína, er hægt að finna út hvort fjarreikistjörnur leynist í kringum stjörnur, hversu hratt stjörnur og vetrarbrautir snúast, og hvort þær fjarlægist eða nálgist okkur. Ein merkasta uppgötvun stjarnvísindanna, útþensla alheimsins, hefði aldrei orðið án litrófsgreiningar.

Meginmikilvægi litrófsgreiningar, er geta hennar til að leiða í ljós úr hverju fjarlæg stjarnfræðileg fyrirbæri eru – nokkuð sem stjarnvísindamenn fyrri alda gátu aðeins látið sig dreyma um að hægt yrði.

Sjá nánar: Litrófsgreining

2.5. Útfjólublátt ljós

ross geller friends útfjólublátt ljós tennur flúrljóma
Mynd 8: Tennur Ross Geller flúrljómaðar með hjálp nærútfjólublás ljóss.

Útfjólublátt ljós (einnig stundum kallað útblátt) er við mörk bláa enda sýnilega litrófsins. Margir tengja orðið útfjólublátt við sólbruna og sólbrunku sem er til vitnis um háorku þessarar tegundar ljósgeisla. Árið 1801 setti Johann Wilhelm Ritter (1776–1810) upp svipaða tilraun og William Herschel þegar hann uppgötvaði innrautt ljós. Í stað hitamælis kom Ritter fyrir pappír þöktum silfurklóríði. Þegar sólarljósið fór í gegnum þrístrendinginn dökknaði pappírinn handan fjólubláa hluta litrófsins. Ritter sýndi þar með fram á tilvist útfjólublárrar geislunar.

Útfjólublátt ljós verður að mestu leyti til í geislum sólstjarna. Heitustu og massamestu stjörnur alheimsins eru bjartastar í útfjólubláu ljósi, en jafnvel sólin okkar, sem er miklu kaldari, framleiðir líka nokkurt magn útfjólublárrar geislunar. Útfjólubláa rófið byrjar við blá-fjólubláa enda sýnilega litrófsins, við 400 nanómetra bylgjulengd og nær niður í 10 nanómetra bylgjulengd þar sem röntgengeislar taka við. Mundu regluna: Því styttri sem bylgjulengdin er, því meiri er orkan. Ein útfjólublá ljóseind getur borið allt að fimmtíu sinnum meiri orku en rauð ljóseind. 

Útfjólubláu ljósi má skipta í fjóra orkuhluta:

  • Nærútfjólublátt: 400–300 nm – Nærútfjólublátt ljós liggur rétt handan þess svæðis sem auga mannsins greinir. Þessar bylgjulengdir komast í gegnum lofthjúpinn og er því hægt að rannsaka frá jörðinni. Þessar bylgjulengdir eru t.d. notaðar í „black-light“ sem margir kannast við og notað er til þess að flúrljóma efni eins og hvítan pappír, málningu, blek, jafnvel neglur og tennur (t.d. þegar steingervingafræðingurinn Ross hvíttar tennurnar sínar í Friends þáttunum). Nærútfjólublátt ljós með 400 til 320 nm bylgjulengd er stundum kallað UVA geislar sem notaðir eru til að lækna ýmsa húðsjúkdóma. Þessir geislar komast djúpt í húðina en valda ekki sólbruna.

  • Miðútfjólublátt: 300–200 nm – Ósonlagið í lofthjúpi jarðar ver okkur og aðrar lífverur gegn miðútfjólubláu ljósi, sem einnig er stundum kallað UVB geislar (320 til 280 nm). UVB geislar hrinda af stað efnahvörfum í húðinni sem valda sólbruna og geta leitt til eyðileggingar DNA sameinda og þar af leiðandi til húðkrabbameins. Hins vegar hvetja UVB geislarnir til framleiðslu D-vítamíns í húðinni.

  • Fjærútfjólublátt: 200–122 nm – Fjærútfjólublátt ljós kemst ekki í gegnum lofthjúpinn, sem betur fer. Þetta ljós er nefnilega notað til að drepa bakteríur og dauðhreinsa hluti. Ógegnsæi lofthjúpsins fyrir þessar geislun veldur því að senda þarf sjónauka út í geiminn ef stjarnvísindamenn vilja rannsaka alheiminn í þessu ljósi.

  • Útútfjólublátt: 122–10 nm – Orkuríkasta tegund útfjólublás ljóss sem teygir sig út að mörkum röntgengeislanna. Heitustu stjörnur alheims gefa mestan hluta síns ljóss í þessari tegund útfjólublás ljóss.

Það hljómar eflaust sérkennilegt en útfjólublátt ljós hrindir af stað myndun ósons í lofthjúpnum okkar sem svo aftur ver okkur gegn þessum sömu geislum.

Þar sem lofthjúpurinn dregur í sig yfir 98% þess útfjólubláa ljóss sem berst til jarðar er mjög erfitt að rannsaka alheiminn í því ljósi. Til þess að rannsaka þennan hluta rafsegulrófsins reiða stjörnufræðingar sig á loftbelgi, gervitungl og geimsjónauka. Heitustu stjörnur alheimsins eru bjartastar í útfjólubláu ljósi. Gas- og rykský sem ala af sér þessar risastóru og björtu stjörnur mótast og lýsast upp af stöðugum straumi háorkuljóseinda sem þær gefa frá sér. Útfjólublátt ljós sýnir okkur hasarinn við stjörnumyndunina meðal yngstu, massamestu og heitustu stjarnanna. Hvítir dvergar, virkar vetrarbrautir og dulstirni skína ennfremur skært í útfjólubláu.

Geimsjónaukar á borð við sólarsjónaukann SOHO og vetrarbrautakannann Galex eru dæmi um útfjólubláa sjónauka. Um borð í Hubblessjónaukanum eru líka útfjólublá mælitæki - bæði myndavélar og litrófsmælar.

andrómeda útfjólublátt ljós
Mynd 7: Andrómeduvetrarbrautin M31 í sýnilegu ljósi (vinstri) og útfjólubláu ljósi (hægri). Útfjólubláa myndin var tekin með Galex gervitunglinu og sýnir greinlega bláu, ungu og heitu stjörnurnar í þyrilörmum vetrarbrautarinnar. Myndin er samsett úr tveimur litum þar sem blár táknar fjærútfjólublátt ljós en gulur nærinnrautt ljós. Myndir: Adam Block/NOAO/AURA/NSF og NASA/JPL-Caltech.

2.6. Röntgengeislun

foreldir bar bangsi röntgen
Mynd 8: Röntgenljósmynd af foreldri, barni og bangsa. Mynd: Time Magazine.

Röntgengeislar hafa mjög stutta bylgjulengd og eru því háorkugeislar í rafsegulrófinu. Þessar bylgjur eru svo litlar að þær mælast í milljarðasta hluta úr metra (nanómetra) niður í trilljónasta hluta úr metra (píkómetra). Aðeins gammageislar eru orkuríkari. Röntgenljóseindir hafa mörg þúsund sinnum meiri orku en sýnilegar ljóseindir. Sem betur fer komast þessir geislar ekki í gegnum lofthjúpinn okkar. Náttúran býr til röntgengeisla við hitastig frá milljón og upp í hundrað milljón °C. En hvar eru slíkar aðstæður?

Þegar stjörnur springa getur hitastigið í sprengingunni orðið tugir milljónir gráða. Þegar heitar leifar stjörnunnar sem sprakk rekast á efnið í geimnum verður til höggbylgja sem hitar efnið enn frekar. Þetta er nokkurs konar hljóðbylgja frá sprengingunni, en í stað þess að heyra í hamförunum sjáum við ljóseindirnar sem verða til við höggið. Sprengistjörnuleifar af þessu tagi eru spennandi viðfangsefni röntgensjónauka.

Ekki þarf þó sprengistjörnu til að hita gas upp í milljónir gráða. Við þurfum ekki að líta lengra en 150 milljón km út í geiminn, á sólina okkar. Sólin okkar hefur ytri „lofthjúp“ sem kallast kóróna og náð getur milljón gráðu hita. Gasið hitnar svo óskaplega við ferli sem kom stjörnufræðingum mjög á óvart. Stöku sinnum verða hrikalegar sprengingar á yfirborði sólar í kringum dökka og örlítið kaldari sólbletti sem framkalla hljóð- og segulbylgjur. Þessar bylgjur berast upp á við í gegnum lithvolfið og kórónuna. Þegar ofar dregur minnkar þéttleiki gassins og bylgjurnar verða sífellt meiri, ekki ósvipað því þegar sjávaröldur rísa þegar þær brotna við strendur. Að lokum eru það þessar bylgjur sem ofurhita gasið sem gefur frá sér röntgengeislun.

Röntgengeislum má skipta í tvennt:

  • Mjúkir röntgengeislar: 8-0,2 nanómetrar 

  • Harðir röntgengeislar: 0,2-10 píkómetrar

Röntgengeislar fundust fyrir slysni árið 1895 þegar þýski eðlisfræðingurinn Wilhelm Condrad Röntgen (1845–1923) vann að tilraunum með rafeindaörvun. Viku síðar tók hann mynd af hönd konu sinnar sem sýndi greinilega bein og giftingahring hennar. Myndin vakti vitaskuld mikla athygli almennings og vísindamanna. Röntgen kallaði geislana X-geisla til að undirstrika að þeir væru óþekkt tegund geislunar.

Eins og flestir vita eru röntgengeislar notaðir í læknisfræðilegum tilgangi. Þegar tannlæknirinn þinn tekur röntgenmynd af tanngarðinum þínum er röntgennæm filma sett upp í munninn og geislunum skotið í gegnum kjálkann. Þetta er ekki vitund vont enda finnum við ekki fyrir röntgengeislunum. Bein og tennur eru þéttari en húðin og vefir líkamans og gleypa þar af leiðandi meira af röntgengeislunum en húðin. Þess vegna verður til skuggamynd af tönnum og beinum á röntgenfilmunni á meðan húðin er gegnsæ.

Röntgengeislar komast ekki í gegnum lofthjúp jarðar. Því er eina leiðin til að rannsaka alheiminn í röntgengeislun sú að senda sjónauka út í geiminn. Chandra geimsjónaukinn er dæmi um röntgensjónauka.

chandra hubble spitzer m101
Mynd 9: Vindrelluvetrarbrautin M101 í Stórabirni í innrauðu ljósi (Spitzer), sýnilegu ljósi (Hubble) og röntgengeislun (Chandra). Eins og sjá má er unnt að draga fram fjölmörg mismunandi og lærdómsrík smáatriði með því að skoða vetrarbrautina á öðrum bylgjulengdum. Mynd: NASA/Spitzer

2.7. Gammageislun

Gammageislar (táknaðir γ) hafa stystu bylgjulengdina í rafsegulrófinu (10 píkómetrar og minni) og eru því orkuríkasta tegund ljóss. Gammageislar uppgötvuðust árið 1900 þegar franski efna- og eðlisfræðingurinn Paul Villard (1860–1934) vann að rannsóknum á geislavirka efninu úrani.

Harðir röntgengeislar geta verið orkuríkari en lágorku gammageislar. Af þeirri ástæðu reyndist oft erfitt að greina á milli. Í dag byggist skiptingin á uppruna geislunarinnar: Röntgengeislar verða til þegar rafeindir stökkva milli orkuhvela en gammageislar verða til í atómkjarnanum sjálfum. Gammageislar verða því til við hörnun geislavirkra efna, í kjarnorkusprengingum en líka við hamfarir eins og inni í sprengistjörnum. Nifteindastjörnur, tifstirni og svarthol gefa öll frá sér gammageisla. Gammageislar eru svo orkuríkir að nota má þá til að drepa frumur. Þessi staðreynd er nýtt í læknisfræði, þegar gammageislar eru notaðir til að drepa krabbameinsfrumur.

Lofthjúpur jarðar dregur gammageisla í sig og ver lífið sem betur fer gegn þeim. Gammageisla stjörnufræði varð þar af leiðandi ekki til fyrr en menn fóru út í geiminn. Fyrstu gögnin um gammageisla í geimnum fundist árið 1961 þegar Explorer 11 gervitunglið greindi innan við 100 gamma ljóseindir utan úr geimnum.

Ólíkt hefðbundnum stjörnusjónaukum er ekki hægt að fanga gammageisla með speglum eða linsum. Háorkuljóseindirnar færu beint í gegnum slík tæki. Gammageislasjónaukar nota þess í stað ferli sem kallast Compton dreifing þar sem gammageisli rekst á rafeind og tapar orku, ekki ósvipað því þegar billjardkúla glatar orku þegar hún rekst á aðra.

Árið 1967 fundust fyrst merki stakar uppsprettur gammageislunar í geimnum, svokallaðra gammablossa. Gammablossar eru hrinur háorku rafsegulgeislunar sem berast til jarðar utan úr geimnum að jafnaði einu sinni á sólarhring. Hver hrina er skammlíf og getur varað allt frá sekúndubrotum upp í nokkrar mínútur. Blossarnir verða til þegar risastór stjarna fellur saman og springur og myndar svarthol í leiðinni. Gammablossar eru orkuríkustu og mestu sprengingar sem verða í alheimi frá því Miklihvellur varð. Á aðeins tíu sekúndum gefa gammablossar frá sér jafn mikla orku og sólin geislar frá sér í tíu milljarða ára!

Dæmi um gammasjónauka eru Swift og Glast.

gammablossar fermi gammageislar
Mynd 10: Kort Fermi gervitunglsins af gammageislun frá Vetrarbrautinni okkar og utan hennar. Orka ljóseindanna á myndinni er 150 milljón sinnum meiri en orka sýnilegs ljóss. Mynd: NASA/DOE/Fermi LAT

3. Lofthjúpsglugginn

Stjörnufræðingar á jörðu niðri glíma stöðugt við áhrif lofthjúpsins á athuganir sínar. Lofthjúpurinn bjagar nefnilega ljósið frá fjarlægum fyrirbærum í geimnum, dreifir því og gleypir. Yfir stóran hluta rafsegulrófsins er lofthjúpurinn ógegnsær. Segja má að stjörnufræðingar horfi á alheiminn, verulega sjónskertir.

Lofthjúpur jarðar gleypir algjörlega í sig háorkugeislun utan út geimnum, frá 300 nanómetra bylgjulengd og minni, sem betur fer. Við sjáum þar af leiðandi ekki gammageisla, röntgengeisla og útfjólublátt ljós að mestu leyti. Sýnilegt ljós berst tiltölulega óhindrað í gegnum lofthjúpinn, sér í lagi á hálendum og þurrum svæðum á jörðinni. Í innrauða ljósinu eru nokkrir nothæfir gluggar sem við sjáum í gegnum, upp í 20 míkrómetra eða svo. Þá kemur að stórum hluta rafsegulrófsin, frá fjærinnrauðu ljósi upp í um 1 mm bylgjulengd, sem lofthjúpurinn gleypir, ef undan eru skilin nokkur göt þar sem hann er tiltölulega gegnsær. Á millímetra bylgjulengd og smærri dregur vatnsgufan í lofthjúpnum ljósið í sig. Þess vegna er einungis hægt að stunda rannsóknir á þessum bylgjulengdum frá mjög háum og þurrum stöðum eins og Chjanantor hásléttunni í Atacamaeyðimörkinni í norðurhluta Chile. Á þessari 5.000 metra háu sléttu reisa menn nú ALMA útvarpssjónaukaröðina. Fyrir útvarpsbylgjur stærri en 1 cm er lofthjúpurinn mjög gagnsær þótt hann geti vissulega bjagað merkin þegar aðstæður eru óheppilegar. Að lokum lokar jónahvolf jarðar fyrir bylgjulengdir stærri en 20 metrar.

Að sama skapi gefur lofthjúpurinn líka frá sér ljós, að nóttu til þegar sólar nýtur ekki. Í nærinnrauðu ljósi gefa ákveðnar gassameindir, sér í lagi samband súrefnis og vetnisatóms (OH), frá sér fjærinnrautt ljós svo himinninn verður nokkuð bjartur á þessari bylgjulengd. Á lengri innrauðum bylgjulengdum er lofthjúpurinn bjartur af þeirri ástæðu einni að hann gefur frá sér varmageislun. 

Lofthjúpurinn dregur ekki aðeins úr eða hindrar að ljós berist til jarðar heldur bjagar ókyrrðin, sem allir flugfarþegar kannast svo vel við, ljósið líka. Stjörnufræðingar kalla þetta fyrirbæri stjörnuskyggni. Stjörnuskyggnið hefur mikil áhrif á gæði athugana. Ef stjörnuskyggnið er slæmt verða myndirnar af fyrirbærum næturhiminsins óskýrar. Hægt er að vega upp á móti þessum áhrifum með leiðréttingartækni sem kallast aðlögunarsjóntækni og er eitt helsta töfrabragð nútíma stjarnvísinda.

Sjá nánar: Aðlögunarsjóntækni

lofthjúpsglugginn rafsegulrófið
Mynd 11: Misjafnt ef hvernig ljós kemst í gegnum lofthjúpinn. Mynd: NASA/IPAC.

Heimildir

  1. Christensen, Lars Lindberg; Fosbury, Robert; Hurt, Robert. 2009. Hidden Universe. Wiley-VCH Verlag, Weinheim, Þýskalandi.
  2. Christensen, Lars Lindberg og Schilling, Govert. 2009. Eyes on the Skies: 400 Years of Telescopic Discovery. Wiley-VCH Verlag, Weinheim, Þýskalandi.

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Sævar Helgi Bragason (2010). Rafsegulrófið. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/rafsegulrofid (sótt: DAGSETNING).




 

Póstlisti


Fleygar setningar

- Simone Weil, franskur heimspekingur

„Sönn skilgreining á vísindum hljóðar svona: Rannsóknir á fegurð heimsins.“