Valo ja muu sähkömagneettinen säteily
Valon luonne Valon luonne on yksi kvanttimekaniikan omituisuuksista. Joissakin tilanteissa valo käyttäytyy kuin aaltoliike, toisissa kuin hiukkaset. Valoaallot eivät tarvitse väliainetta (toisin kuin ääniaallot). Valohiukkanen eli fotoni on massaton ja varaukseton hiukkanen.
Fotonit etenevät tyhjiössä aina samalla nopeudella, c = 299 792 458 metriä sekunnissa. Valon toinen omituisuus: Suhteellisuusteorian mukaan nopeus on aina sama riippumatta valonlähteen tai havaitsijan omasta liikkeestä. Väliaineessa valon nopeus hidastuu: jos aineen taitekerroin on n, valon nopeus on c/n. Tyhjiössä n = 1 ja väliaineissa aina ykköstä suurempi. Suhteellisuusteorian mukaan mikään ei voi liikkua nopeammin kuin valon nopeus tyhjiössä.
Fotonilla on aina tietty energia. Energia on sitä suurempi, mitä lyhempi on säteilyn aallonpituus: E = hν = hc λ, missä ν on säteilyn taajuus, λ aallonpituus ja h Planckin vakio, h = 6.6256 10 34 Js. Sinisen valon fotoneilla on suurempi energia kuin punaisen valon fotoneilla. Ultraviolettivalon fotonien energia on vielä suurempi. Lyhytaaltoisen säteilyn vaarallisuus johtuu sen fotonien suuresta energiasta. Suurienerginen fotoni voi mm. rikkoa molekyylejä ja siten vaikuttaa perintötekijöihin. Näkyvää valoa lyhempiaaltoiset gamma-, röntgen- ja ultraviolettisäteily sekä pitempiaaltoiset infrapuna-, mikroaalto- ja radiosäteily ovat aivan samanlaista sähkömagneettista säteilyä kuin näkyvä valokin. Ainoa ero on aallonpituus. Eri nimet johtuvat historiallisista syistä ja erilaisista havaintomenetelmistä. Näkyvän valon aallonpituuden yksikkönä tavallisesti nanometri (nm), millimetrin miljoonasosa. Vanhemmassa tähtitieteen kirjallisuudessa myös Ångström (Å), joka on 0,1 nm (10 10 metriä).
Ilmakehän vaikutus - Vain osa säteilystä pääsee ilmakehän läpi. - Ilmakehän väreily haittaa havaintoja. - Ilmakehä taittaa valoa (refraktio), minkä vuoksi kohteet näkyvät todellista korkeammalla.
aallonpituus 0.001 nm 0.01 nm 0.1 nm 1 nm 10 nm 100 nm 1 µm 10 µm 100 µm 1 mm 10 mm 100 mm 1 m 10 m 400 nm 500 nm 600 nm violetti 700 nm näkyvä valo sininen vihreä keltainen oranssi punainen gammasäteily röntgensäteily ultravioletti infrapunasäteily mikroaallot radioaallot Auringon säteilyjakauma 100% ilmakehän läpäisykyky 50% hapen ja typen absorptio otsonin absorptio vesihöyryn absorptio 0% optinen ikkuna infrapunaikkuna radioikkuna
Tähtikartat (ylin kuva) esittävät kaikki tiettyä rajaa kirkkaammat tähdet. Ilmakehä himmentää matalalla näkyvien tähtien valoa (keskellä). Lisäksi taustataivas voi olla vaalea muiden valon lähteiden vuoksi (alakuva). itä etelä länsi
Kasvihuoneilmiö: Maanpinta absorboi Auringon säteilyä ja säteilee saamansa energian takaisin lähinnä pitkäaaltoisena lämpösäteilynä. Tämä säteily jää ilmakehän vangiksi kasvihuonekaasujen vuoksi.
Otsonikadon seurauksena ilmakehän läpi pääsee yhä lyhempiaaltoista uv-säteilyä. 1.0 DNA:n absorptio säteilyteho 0.1 0.01 0.001 0.0001 0.00001 UV C UV B UV A aallonpituus [nm] 250 300 350
Gamma-, röntgen- ja lyhytaaltoisinta uv-säteilyä voidaan havaita vain satelliittien avulla. Samoin mikroaaltosäteilyä. Kuvissa nämä aallonpituudet voidaan koodata eri väreiksi.
Ilmakehän väreily: Ilmakehän pyörteily saa tähtien kuvat tuikkimaan. Valokuvissa tähdet leviävät seeing-kiekoiksi.
Refraktio: Esimerkiksi horisontissa näkyvä Aurinko on todellisuudessa jo horisontin alapuolella. Auringon alareunasta tuleva säde taittuu ilmakehässä enemmän kuin yläreunasta tuleva, joten Aurinko näkyy litistyneenä. Auringon näennäinen suunta Auringon todellinen suunta
Magnitudit Tähden kirkkautta kuvaava suure on magnitudi. Aikoinaan Hipparkhos jakoi tähdet kuuteen luokkaan: kirkkaimmat kuuluivat 1. luokkaan ja himmeimmät paljain silmin näkyvät 6. luokkaa. 1800-luvulla magnitudit määriteltiin täsmällisesti säteilytehon avulla niin, että ne vastaavat suunnilleen Hipparkhoksen suuruusluokkia. Mitä suurempi magnitudi, sitä himmeämpi kohde. Asteikko on logaritminen: 5 magnitudin erotus vastaa 100-kertaista säteilytehoa. Aurinko -27 Täysikuu -12,5 Venus -4,5 Sirius -1,44 Vega 0,03 Pohjantähti 1,97
Säteilyteho voidaan mitata erilaisten suotimien läpi, jolloin saadaan erilaisia magnitudeja. Tavallisimpia ovat V (visual, vastaa suunnilleen silmää), B (blue, sininen), R (red, punainen). Näennäinen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta tähti näyttää. Siihen vaikuttaa todellisen säteilytehon lisäksi myös etäisyys ja välissä oleva valoa himmentävä aine. Absoluuttinen magnitudi kuvaa todellista säteilytehoa. Se on magnitudi, jos kohdetta havaitaan tietyltä vakioetäisyydeltä (10 parsekia eli 32,6 valovuotta). Auringon absoluuttinen magnitudi on 4,8. Säteilyteho heikkenee kääntäen verrannollisena etäisyyden neliöön. r A 4A 2r
Spektrit Spektrografilla valo voidaan hajottaa eri väreiksi eli spektriksi. Spketrissä voi olla kaikkia värejä sisältävä jatkuva spektri ja ympäristöään tummempia (tai kirkkaampia) kapeita spektriviivoja). rako prisma ilmaisin punainen vihreä violetti
Dopplerin ilmiö Jos valonlähteen ja havaitsijan etäisyys muuttuu, havaittu säteilyn aallonpituus poikkeaa alkuperäisestä aallonpituudesta. Etääntyvän tähden spektrissä esiintyvät spektriviivat siirtyvät kohti spektrin pitempiaaltoista päätä (punasiirtymä). Vastaavasti havaitsijaa lähestyvän kohteen spektriviivat siirtyvät kohti sinistä (sinisiirtymä). Myös kaukaisten galaksien spektreissä näkyy punasiirtymiä, joita ei kuitenkaan voi tulkita Dopplerin ilmiön avulla kuin osittain, vaan ne johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta.
Tähden pyöriessä sen toinen reuna lähestyy havaitsijaa, jolloin spektriviivat siirtyvät kohti spektrin sinistä päätä. Toinen reuna etääntyy, ja sen viivat siirtyvät kohti punaista. Havaittu spektriviiva on näiden viivojen summa. Havaittu viiva on teoreettista viivaa leveämpi. Leveneminen riippuu tähden pyörimisnopeudesta. Leveneminen riippuu myös havaitsijan ja pyörimisakselin suunnasta. Tähtien pyörimisnopeuksia voidaan kuitenkin tutkia tilastollisesti. + + + + =
Tähden spektriviivojen profiilit muuttuvat tähden pyöriessä. Viivaprofiilien muotojen avulla voidaan kartoittaa tähden pinnan lämpötilajakaumaa.
Polarisaatio Sähkömagneettinen säteily on poikittaista aaltoliikettä, jossa sähkökenttä ja magneettikenttä värähtelevät kohtisuorassa toisiaan ja säteilyn etenemissuuntaa vastaan. Jos väraähtelyt eivät jakaudu tasaisesti etenemissuuntaa vastaan kohtisuorassa tasossa, säteily on polarisoitunutta. Jos sähkökenttä värähtelee vain yhdessä tasossa, säteily on lineaarisesti polarisoitunutta. Jos sähkökentän suuntaa kiertää ympyrää, säteily on ympyräpolarisoitunutta. B E
Sironta Sironnassa atomi absorboi fotonin ja emittoi sen välittömästi, mutta yleensä alkuperäisestä poikkeavaan suuntaan. Sironta on sitä voimakkaampaa mitä lyhempi on säteilyn aallonpituus ( 1/λ 4 ). Auringon valosta siroaa eniten sinistä valoa, ja siksi (1) sinistä valoa näyttää tulevan kaikkialta taivaalta ja taivas on sininen, (2) laskeva Aurinko on punainen.
Taivaalta tuleva sironnut valo on polarisoitunutta, voimakkaimmin alkuperäistä säteilyä vastaan kohtisuorissa suunnissa.
Säteilymekanismit Atomien säteily Sähkömagneettista säteily syntyy hiukkasen (elektronin, atomin tai molekyylin) energiatilan muuttuessa. Jos hiukkasen energia pienenee määrällä E, se emittoi (lähettää) sähkömagneettisen säteilyn fotonin, jonka taajuus ν saadaan yhtälöstä E = hν, Vastaavasti jos hiukkanen absorboi (vastaanottaa) fotonin, jonka taajuus on ν, sen energia kasvaa määrän E = hν. Ydintä kiertävien elektronien energia E ei voi olla mikä tahansa, vaan se voi saada vain tietyt alkuaineelle ominaiset arvot E i eli energiatilat ovat kvantittuneet. Atomi voi siten emittoida tai absorboida säteilyä vain sellaisilla taajuuksilla, jotka vastaavat kahden energiatilan erotusta.
Näin syntyy alkuaineen viivaspektri. Hehkuvalla kaasulla, jonka paine ei ole kovin suuri, on tällainen diskreetti emissiospektri. Jos kylmää kaasua katsotaan vasten valkeaa valoa, jonka spektri on jatkuva, nähdään äskeisissä emissiokohdissa tummat viivat: saadaan diskreetti absorptiospektri.
a) + + + perustila viritystila korkeampi viritystila b) + absorptio atomi virittyy + c) + absorptio + d) + emissio viritys laukeaa + e) + ionisaatio +
Matalassa lämpötilassa useimmat atomit ovat matalimmassa energiatilassa, perustilassa. Korkeammat tilat ovat viritystiloja eli eksitaatiotiloja; siirtymistä korkeammalle tilalle sanotaan virittymiseksi (eksitaatioksi). Kullakin viritystilalla on sille ominainen keskimääräinen elinikä, jonka kuluttua viritys laukeaa itsestään, eli tapahtuu spontaani emissio. Normaalisti viritystilojen eliniät ovat hyvin lyhyitä, tyypillisesti 10 8 sekunnin luokkaa. Siirtymä alaspäin voi tapahtua myös säteilyn vaikutuksesta (indusoitu eli stimuloitu emissio). Spontaani emissio tapahtuu isotrooppisesti joka suuntaan ja satunnaisin vaihe-eroin, ts. säteily on epäkoherenttia. Indusoitu emissio sitä vastoin tapahtuu laukeamisen aiheuttaneen säteilyn etenemissuuntaan ja tietyllä vaihe-erolla siihen nähden, joten indusoitu säteily on koherenttia. Jos elektroni saa virityksessä tarpeeksi energiaa, elektroni irtoaa atomista eli atomi ionisoituu. Toisin kuin virityksessä, ovat nyt kaikki energian arvot sallittuja. Ylijäävä osa muuttuu elektronin liike-energiaksi. Käänteinen tapahtuma, jossa vapaa elektroni siirtyy takaisin ydintä kiertävälle radalle, on rekombinaatio.
Vetyatomi Vetyatomi on yksinkertaisin atomi. Se koostuu protonista ja sitä kiertävästä elektronista. Bohrin mallin mukaan elektroni kiertää protonia ympyräradalla. Kvanttimekaanisesti tulkittuna elektronia kuvaa seisova aalto ja radan pituuden on oltava elekronin de Broglien aallonpituuden λ = h/p monikerta, missä h = h/2π ja p elektronin liikemäärä. Bohrin toinen postulaatti sanoo, että sallittuja ratoja kiertävä elektroni ei emittoi säteilyä. Säteilyä emittoituu vain kun elektroni siirtyy korkeammalta energiatilalta matalammalle. Kun laukeaminen tapahtuu perustilaan, saadaan Lymanin sarja, joka on kokonaan ultraviolettialueella. Näkyvän valon alueella oleva Balmerin sarja syntyy siirtymissä E n E 2. Historiallisista syistä Balmerin sarjan viivoja merkitään yleensä symboleilla H α, H β, H γ jne.
Balmerin epäjatkuvuus H40 H30 H20 H15 364.7 nm 373.5 nm 13.60 1 121.6 nm 102.6 nm 97.2 nm 91.2 nm Lymanin sarja Balmerin sarja Paschenin sarja Brackettin sarja H α H β H γ H δ 3.39 2 656.3 nm 486.1 nm 434.1 nm 410.2 nm 364.7 nm 1875 nm 1282 nm 821 nm 4.05 µm 2.63 µm 1.46 µm Pfundin sarja 7.46 µm 2.28 µm 1.51 3 0.54 5 0.85 4 E [ev] n 0
Bohrin atomimallissa elektronin tilan kuvaamiseen riittää radan koko. Tämä selittää kuitenkin vain yksielektronisen atomin pääpiirteet. Kvanttimekaniikassa elektronin tilan määräävät neljä kvanttilukua. Elektronin tila atomissa ei voi muuttua mielivaltaisesti toiseksi. Siirtymiä tilasta toiseen rajoittavat eräistä säilymislaeista seuraavat valintasäännöt. Ne kertovat, mitkä kvanttilukujen muutokset siirtymässä ovat mahdollisia. Joidenkin siirtymien todennäköisyydet ovat muita paljon pienempiä, ja niitä sanotaan kielletyiksi siirtymiksi. Spektriviivat, jotka syntyvät tällaisissa siirtymissä, ovat kiellettyjä viivoja. Siirtymän todennäköisyys on niin pieni, ettei sitä normaaleissa olosuhteissa ehdi tapahtua ennen kuin elektroni siirtyy törmäysten vaikutuksesta pois kyseisestä tilasta. Kiellettyjä viivoja voi syntyä vain, jos kaasu on hyvin harvaa (kuten revontulissa ja planetaarisissa sumuissa). Kiellettyjä viivoja merkitään hakasuluilla. Esimerkiksi Lyyran rengassumun vihreä väri on peräisin kahdesti ionisoituneen hapen kielletyistä viivoista [OIII].
Vetyatomin elektronin ja ytimen spinit ( pyörimissuunnat ) voivat olla joko samansuuntaiset tai vastakkaissuuntaiset. Edellisen tilan energia on 0.0000059 ev suurempi kuin jälkimmäisen. Valintasääntöjen mukaan kyseessä on siirtymä, jonka siirtymätodennäköisyys on hyvin pieni; ylemmän tilan keskimääräinen elinikä on 11 10 6 vuotta. Tavallisissa tiheyksissä törmäykset ehtivät muuttaa tilan ennen kuin säteilysiirtymä tapahtuu. Tähtienvälisessä avaruudessa vedyn tiheys on kuitenkin niin pieni ja kokonaismäärä niin suuri, että siirtymä havaitaan. Tämän 21 cm:n säteilyn avulla on kartoitettu Linnunradan neutraalin vedyn jakauma. E spinit samansuuntaiset E protoni elektroni E = 5.87 10 6 ev λ = 21.0 cm spinit vastakkaissuuntaiset E
Molekyylien spektrit Atomin energiatilan määräävät elektronien tilat. Molekyylin atomit voivat lisäksi värähdellä tasapainoaseman molemmin puolin ja molekyyli voi pyöriä. Peräkkäisten värähtelytilojen välinen siirtymä on tyypillisesti infrapuna-alueella ja pyörimistilojen välinen siirtymä mikroaaltoalueella. Erilaiset siirtymät aiheuttavat molekyylille tyypillisen vyöspektrin, jossa on pienellä aallonpituusalueella suuri joukko viivoja. 450 500 550 600 650 [nm] CO Hiilimonoksidin CO spektri välillä 430 670 nm.
Mustan kappaleen säteily Musta kappale absorboi kaiken säteilyn ja jälleen emittoi sen kokonaan. Mustan kappaleen säteily ei riipu lainkaan kappaleen muodosta eikä materiaalista, vaan ainoastaan lämpötilasta. Kutakin lämpötilaa vastaa tietty säteilyn jakauma, joka noudattaa Planckin säteilylakia. Aurinko 5800 K säteilyteho 5000 K 4000 K 3000 K 500 nm 1000 nm aallonpituus
Lämpötilan kasvaessa maksimi-intensiteettiä vastaava aallonpituus pienenee samalla kun kokonaisintensiteetti (joka on käyrän alle jäävä pinta-ala) kasvaa. Maksimi-intensiteettiä vastaava aallonpituus λ max saadaan Wienin siirtymälaista: λ max T = 0.0028978 K m.
Tähden säteilyteho Mustan kappaleen säteilemän energiavuon tiheys isotrooppiselle säteilylle on F = σt 4. Tämä on Stefanin-Boltzmannin laki ja vakio σ (= πa) on Stefanin-Boltzmannin vakio, σ = 5.67 10 8 Wm 2 K 4. Jos tähden säde on R, sen pinta-ala on 4πR 2, ja jos sen säteilemän energiavuon tiheys on F, tähden koko säteilyteho on L = 4πR 2 F. Jos tähteä pidetään mustana kappaleena, on L = 4πσR 2 T 4. Säteilyteho kasvaa siis hyvin nopeasti lämpötilan mukana.