Indhold. Elektromagnetisk stråling Udforskning af rummet Besøg på Planetariet Produktfremstilling beskriv dit lys...

Transkript

1

2 Indhold Modul 1-2:... 3 Elektromagnetisk stråling... 3 Modul 1 - Elektromagnetiske bølger... 4 Bølgelængder og frekvenser... 4 Modul 2 Stjerners lys, temperatur og farver... 8 Stråling fra solen... 8 Lys fra stjerner Modul 3 og 4: Udforskning af rummet Modul 3 - Et spektralt fingeraftryk EM-strålings egenskaber Grundstoffers emissionspektrum Rød- eller blå forskydning Stjerners farver Modul 4 - Teleskoper Modul 5-6: Besøg på Planetariet Hvordan bruger man lys inden for astronomi Arbejdsark Modul 7-8: Produktfremstilling beskriv dit lys Photo Story / film om lys Undervisningsmaterialet er udarbejdet af Tycho Brahe Planetarium med støtte fra Thomas B. Thriges Fond 2

3 MODUL 1-2: ELEKTROMAGNETISK STRÅLING 3

4 MODUL 1 - ELEKTROMAGNETISKE BØLGER I 1. modul skal I lære noget omkring elektromagnetisk stråling (EM- stråling). I skal lære noget om synligt lys, IR- stråling, UV- stråling, radiobølger, gamma- og røntgenstråling. I skal stifte bekendtskab med EM- strålings bølge- og partikelegenskaber, en lys partikle kaldes en foton og til tider en bølgepakke. Elektromagnetiske bølger - kræver modsat - lydbølger ikke noget medium at udbrede sig i og kan derfor bevæge sig gennem vakuummet i verdensrummet. Begge bølgetyper er transport af energi. Figur 1: Amplituden aflæses på y- aksen og er den største afstand fra x- aksen. Bølgelængden findes ved afstanden mellem to på hinanden følgende bølgetoppe. Frekvensen defineres ved antallet af bølgelængder pr sekund. Bemærk, at bølger altid har en udbredelsesretning vinkelret væk fra udsenderen. BØLGELÆNGDER OG FREKVENSER En del af det elektromagnetiske spektrum kaldes for synligt lys og er den del af det elektromagnetiske spektrum, som vi mennesker kan se. Men det synlig lys er kun en meget lille del af hele spekteret. 4

5 Figur 2: Her ses det elektromagnetiske spektrum. Bemærk, hvor lille det synlige spektrum er, - angivet i regnbuens farver. Forskellene på de forskellige slags elektromagnetiske stråler er deres bølgelængder og derved, hvor energirige de er. Bølgelængderne kan variere fra få pm [picometer], m, til 1000m. Frekvenser varierer også. Kortbølget EM- stråling har en meget høj frekvens, og langbølget EM- stråling har en lav frekvens. Frekvens er det antal svingninger, der er pr. sekund, og måles i Hertz (Hz). Det vil sige, at hvis tre svingninger passerer et givent punkt på et sekund, er frekvensen af strålingen 3 Hz. Bølgelængde er f.eks. den afstand, der er mellem to på hinanden følgende bølgetoppe. Denne kan variere meget alt efter hvilken type stråling, der er tale om. Bølgelængder kan måles helt ned helt ned til længder, der er mindre en elementarpartikel og helt op til flere kilometer. Astrofysikere kan også sige noget om temperaturen af de objekter, der udsender stråling og normalt vil de højfrekvente bølger stamme fra meget varme objekter og lavfrekvente fra koldere objekter. Det forholder sig på den måde da meget varme objekter udsender store mængder af energirig stråling og energirig stråling hører til i den højfrekvente del af det elektromagnetiske spektrum. 5

6 Elektromagnetisk energi kan kaldes lys, elektromagnetiske bølger eller stråling og kan beskrives ved frekvens, bølgelængde eller energi. Når vi ser på det synlige lys, altså det lys vi mennesker kan se med det blotte øje, er bølgerne meget korte. Vi bruger derfor, nanometer [nm] til at beskrive korte bølgelængder med, da en nanometer er 10-9 m, altså en milliardtedel af en meter. Inden for astronomi bruger vi ofte begrebet Ångstrøm [Å] i stedet for nanometer, når vi taler om bølgelængder. 1Å = 10nm = m. OPGAVE: OMREGN FRA NM TIL ÅNGSTRØM OG TILBAGE IGEN Når vi ser lys i en grøn farve, så har det bølgelængder mellem nm. Hvad er dette interval i Ångstrøm? Energien kan beregnes ved E = h f, hvor h er Plancks konstant. Endvidere er der følgende sammenhæng mellem lysets hastighed og bølgelængde og frekvens: c = λ f 6

7 OPGAVE: BEREGNING MED ENERGI, LYSETS HASTIGHED OG FREKVENS [1] c = λ f ud fra denne ligning skal du isolere λ og f [2] E = h f ud fra denne ligning skal du isolere f og h h er Plancks konstant og er h = 6, (J s) Ved at isolere f i [1] kan man substituere f i [2] med et udtryk for f Beregn f, λ og E i følgende opgaver: Sæt lysets fart, c til ,458 km/s i alle opgaverne. 1] Radio: En frekvens kunne være 3MHz. Find bølge længden i meter: (hint: brug [1] - pas på enhederne) 2] Mobil tlf. (3G): Bølgelængde ca. 30 cm. Find frekvensen: (hint: brug [1] - pas på enhederne) 3] Mikrobølge ovn: Bølgelængden er ca. 12 cm. Find energien for en foton: (hint: brug[2]) 4] Hvor mange fotoner fra mikrobølgeovnen, skal der til at opvarme 1 kg vand med 1 grad? (hint: c vand fortæller hvor mange joule, der skal tilføres 1 kg vand for at hæve temperaturen netop 1 grad. (c vand = 4210 J/ kg K)) 7

8 MODUL 2 STJERNERS LYS, TEMPERATUR OG FARVER Vi skal i dette modul lære noget om, hvorfor stjerner lyser, hvilken indflydelse temperaturen har på stjerners farver, og hvordan Jordens atmosfære påvirker de observationer, vi laver af nattehimlen. STRÅLING FRA SOLEN Stjerner udsender lys, fordi der fusion i deres indre. Det er en proces, hvor lette atomkerner smelter sammen til tungere atomkerner. Denne sammensmeltning kaldes som sagt en fusion og producerer meget store energimængder, der er med til at forhindre stjerner i at falde sammen som følge af gravitationskraften. Processen kan se ud som følger: Figur 3: Fusion af hydrogen til helium. Denne proces foregår hele tiden i Solen og andre sollignende stjerner. I større stjerner sker der flere og mere komplicerede processer. 8

9 OPGAVE: MASSETAB I STJERNE H: 1,00794 u He: 4,00794 u 1 u = 1, kg 1 MeV = 1, j Energi fra Solen pr. sekund = 3, j Jordens masse = 6, u kan udtrykkes som energi 1, j 1] Hvad er massetabet ved fusion af hydrogen til helium? 2] Hvad er massetabet i energi? 3] Hvor mange fusionsprocesser sker der pr. sekund i Solen? 4] Hvad er massetabet i Solen pr. sekund? 5] Hvor lang tid er Solen om at smide, hvad der svarer til Jordens masse? Vores sol udsender stråling fra hele det elektromagnetiske spektrum, og det vil sige, at den hele tiden bombarderer Jorden med stråling. En del af den stråling bliver stoppet af vores atmosfære. Ozonlaget, kuldioxid og vanddamp er de gasser, der er bedst til at bremse/absorbere elektromagnetisk stråling. Der er dog nogle dele af det elektromagnetiske spektrum, som kan passere gennem vores atmosfære. Atmosfæren har nemlig et vindue, der lader nogle bølgelængder trænge igennem. Det er fx synligt lys, radiobølger, typer af UV stråling og mikrobølger, der passerer gennem det atmosfæriske vindue. Der er endda visse mikrobølger, der kan sendes gennem skyer. Dem bruger man f. eks. til at kommunikere med satellitter. Hvis man skal observere andre 9

10 dele af spektret, er man nødt til at placere teleskopet, så man undgår, at bølgerne bliver absorberet af eller reflekteret af jordens atmosfære. De atmosfæriske vinduer samt bevægelse i Jordens atmosfære stiller astrofysikerne en udfordring; for hvordan får man så det bedste udsyn til universet? Hvilke dele af spektret skal man kigge på? Hvilke informationer får man ved at kigge på én type stråling frem for en anden, og hvad nu hvis man kombinerer de indsamlede informationer? For helt at undgå atmosfæriske forstyrrelser kan man sende sit teleskop i kredsløb om Jorden. Man kan gøre som man gør på teleskopet VLT; nemlig at skabe en kunstig stjerne ved hjælp af en laser og derved finde ud af, hvor meget flimmer atmosfæren giver. Herefter deformeres teleskopets spejle på en sådan måde, at der tages højde for flimren og derved fås meget skarpe billeder. Figur 4: Her kan du se, hvor langt ned i vores atmosfære forskellige elektromagnetiske strålingstyper kan gennemtrænge. Der, hvor strålingen rammer overfladen, kaldes et atmosfæriskvindue. Jordens magnetfelt er også med til at beskytte os mod stråling fra Solen - nemlig mod det, der kaldes solvinden, som består af ladede partikler. Nedbremsningen af disse partikler i Jordens magnetfelt er det, der giver det flotte nord- og syd- lys. 10

11 LYS FRA STJERNER Stjerner findes i mange forskellige størrelser, aldre og farver. De koldeste stjerner er dog stadigvæk flere tusinde grader varme, og vi kan bestemme deres temperatur ved at kigge på deres farve. Kolde stjerner er røde, mens meget varme stjerner er blålige. Her kan du se stjerners farver og temperaturer sammenlignet i en tabel. Temperaturerne er angivet i K, kelvin. Kelvinskalaen kaldes den absolutte temperatur- skala, hvor 0 K er det absolutte nulpunkt, hvor selv atomer holder op med at vibrere. Denne skala er en del af SI- systemet, der er lavet for at eliminere lokale enheder, som man kender fra mange lande, og skal det lettere at kommunikere entydigt på tværs af lande og forskningsinstitutioner. Figur 5: Her kan du se sammenhængen mellem stjernernes overfladetemperatur og farve - læg mærke til, at de røde er koldest, og de blå- violette er varmest. 11

12 OPGAVE: TEMPERATUR OG HR DIAGRAM (HERTZSPRUNG RUSSEL) 1] Udfyld de manglende temperaturer 0 C = 273,15 K 0K = C 20 C = K 2] Hvad kan du fortælle om HR diagrammet og hvilke informationer kan du finde i diagrammet om stjerner? (Husk at kigge godt på x og y akse samt selve afbildningsområdet) 3] Hvorfor lever de varme stjerner kortere end de kolde stjerner? 12

13 MODUL 3 OG 4: UDFORSKNING AF RUMMET Hubble Space Telescope International Space Station 13

14 MODUL 3 - ET SPEKTRALT FINGERAFTRYK EM-STRÅLINGS EGENSKABER Elektromagnetisk stråling kan betragtes som bølger og som partikler og kan fremkomme på flere måder. Fælles for disse er at de kan ses som transport af energi. EM- strålingen kan som sagt betragtes som bølgefronter eller som partikler(fotoner). Når man observerer spektre eller interferens mønstre, udnytter man bølgeegenskaber. Hvis en lyd- /lyskilde er i bevægelse vil de udsendte bølger have ændret karakter, når de rammer en observatør. En observatør kan fx os her på Jorden. Bølgen vil enten blive komprimeret eller forlænget. Derved kan man bestemme, om et objekt bevæger sig væk, eller om det kommer tættere på. I tilfældet med en Figur 6: 1) I dette tilfælde er lyd eller lys kilden lydkilde vil tonen/lyden virke lysere, når den stationær og begge tilskuere observerer samme lys eller lys. 2) I dette tilfælde bevæger lyd eller lys nærmer sig og omvendt dybere når den kilden sig observatør A vil opleve at lyden bliver fjerner sig fra dig. Da lys har bølgeegenskaber dybere og lyset bliver forskudt mod den røde ende af spektret. Observatør B vil høre en lysere tone og vil noget tilsvarende ske med det lyset bliver forskudt mod den blå ende af spektret. observerede lys. Hvis det lysende objekt bevæger sig væk, vil det observerede lys bølger blive gjort længere, det kaldes rødforskydning. Hvis det lysende objekt nærmer sig vil lyset blive presset sammen, det kaldes blåforskydning. Disse egenskaber ved bølger kaldes Doppler effekten. Partikelegenskaber bruges, når fotoner slår elektroner løs i en detektor og kan alt efter, hvordan den løsrevne elektron eller resulterende foton opfører sig, bruges til at identificere, hvilken type af stråling, der har været tale om. Et resulterende foton udsendes efter et atom eller molekyle er blevet exciteret af et indkommende foton 14

15 Vi kan kun se en lille del af det elektromagnetiske spektrum med det blotte øje. I den del af spektret vi kan se, bruger man det, der hedder absorptions- og emissions- linjer til at bestemme stjerners bestanddele og interstellare gasskyers sammensætning. Man udnytter, at hvert grundstof udsender/absorberer synligt lys i helt bestemte bølgelængder, når de opvarmes kraftigt. Når et atom bliver ramt af elektromagnetisk stråling, kan elektroner springe fra en energitilstand til en anden. Dette kaldet, at elektronen bliver exciteret. Elektronen vil derefter prøve at vende tilbage til sin Figur 7: Her ses, hvad der sker, når en exciteret elektron vender tilbage til en skal med lavere energi. Den udsender en foton med differensen mellem de to skallers energiniveau. grundtilstand ved at udsende denne energi igen. Dette ser vi som lys med helt bestemte bølgelængder, der afhænger af, hvor meget energi der afgives. GRUNDSTOFFERS EMISSIONSPEKTRUM Alle grundstoffer har et spektralt fingeraftryk, et såkaldt emissionsspektrum. Det vil sige, at grundstofferne udsender lys med helt specielle bølgelængder. Hvert grundstof har ikke kun én men flere linjer alt afhængigt af, hvilket energiniveau elektronerne er exciteret til. Elektronerne falder på et tidspunkt tilbage til et lavere energi niveau, under udsendelse af fotoner med helt bestemte bølgelængder. Dette henfald kan ske i flere skridt, men følger for hvert grundstof helt bestemt serier. Endvidere viser det sig, at de bølgelængder, som et grundstof absorberer, svarer til deres emissionsspektrum Dvs. at, de absorberer lys i netop de bølgelængder, de kan udsende. Så hvis man har et kontinuert spektrum og gennemlyser fx Hydrogen gas, vil man observere sorte streger i de områder, hvori Hydrogen udsender lys. Denne viden kan man bruge til at identificere interstellare gasskyer og stjerners overflader og atmosfærer. 15

16 Figur 8: Forskellige stjernetypers spektre - de sorte linjer kaldes absorptionslinjer, og hver af dem svarer til et bestemt grundstof. RØD- ELLER BLÅ FORSKYDNING Vi har tidligere nævnt Doppler effekten, der gælder for lydbølger. Den fortæller os som sagt, at hvis et objekt udsender lyd eller lys ved en bestemt bølgelængde og bevæger sig hen mod os så vil den opfattede lyd eller lys ændre sig ved, at bølgetoppene bliver presset tættere sammen. Derved vil lyden have en højere tone/ kortere bølgelængde. Omvendt, når objektet bevæger sig væk, vil lyden have en dybere tone/ længere bølgelængde. Der sker noget lignende ved objekter, der udsender lys. Det kaldes rød- eller blåfor- skydning. Rødforskydningen fortæller os, at lysbølgerne strækkes, og objektet fjerner sig fra os. Omvendt vil objekters lys, der nærmer sig, blive presset sammen og kaldes blåforskydning Et eksempel på det sidst nævnte er lyset fra Andromeda galaksen, da det lys man observerer har en kortere bølgelængde end det skal have. Rødforskydningen kan beskrives noget forenklet med denne ligning: 16

17 og herefter kan hastigheden af objektet findes ved en anden ligning: OPGAVE: BEREGN HASTIGHEDEN AF 2 GALAKSER 1] Andromedagalaksens rødforskydning er z = - 0, Hvad er hastigheden af Andromeda? Kommer den nærmere Jorden, eller fjerner den sig? 2] Sombrerogalaksen har rødforskydningen z = 0, Hvad er hastigheden af Sombrero? Kommer den nærmere Jorden, eller fjerner den sig? 3] Hvor meget tættere på eller længere fra os bevæger de to galakser sig i forhold til Mælkevejen pr. år? STJERNERS FARVER Fra Danmark kan vi se omkring stjerner på nattehimlen fra Danmark, og med det blotte øje kan vi se, at stjerner har forskellige farver. Nogle stjerner lyser med en hvid- blålig farve, mens andre ser røde ud. Stjernens farve bestemmes af dens overflade- temperatur. Jo varmere en stjerne er, jo mere blå/violet ser den ud, mens de kolde stjerner er rødlige i deres farve. I nedenstående tabel ses forskellige stjernetyper, deres temperatur og deres farve. Solen er en G-type stjerne og har en gul farve og en overfladetemperatur på ca K. 17

18 TYPE OVERFLADETEMPERATUR FARVE KENDTE STJERNER O K Blå-violet B K Blå-hvid Rigel A K Hvid Sirius F K Gul-hvid α Carinae G K Gul Solen K K Orange Aldebaran M K Rød-orange Betelgeuse L K Rød Brune dværge Zeta Puppis (den varmeste stjerne man kan se med det blotte øje) Tabel 1:Fra venstre mod højre ses, stjernetype, overfladetemperatur, farve samt et navngivent eksempel fra nattehimlen lige med undtagelse af brune dværge. I det tidlige univers fandtes stort set kun tre grundstoffer: Hydrogen (Brint), Helium og Litium. De tunge grundstoffer er skabt i voldsomme supernovaeksplosioner, så grundstoffer som jern, guld og kulstof kom først til senere. Derfor er der også stor forskel på, hvor mange af de tunge grundstoffer, der findes i stjernerne. Men ved at kigge på en stjernes spektrum kan man se, hvor mange forskellige grundstoffer, der findes. En stjerne som Solen består af 92,1 % hydrogen og 7,8 % helium, de sidste 0,1 % udgør andre grundstoffer Figur 9: Her ses Solens spektrum. Vi kan her se linjer for grundstoffer som jern, magnesium, natrium og forskellige hydrogensammensætninger. Solen er dannet for ca. 4,567 mia. år siden, og på dette tidspunkt er det blevet dannet nok tunge grundstoffer til, at de kan ses i Solens spektrum. Kurven under farvespektret kaldes også en Planckkurve. 18

19 Vil I arbejde videre med Solens spektrum, kan I lave ekstraopgaven Solspektrum, som I finder under Udskolingen på Planetariets website mission- skoler. MODUL 4 - TELESKOPER Mennesker har altid brugt det blotte øje til at udforske rummet med, men det har med tiden udviklet sig til, at man har lavet mere og mere avancerede teleskoper. Optiske teleskoper bruger det synlige lys til observationer. Dog kan de nyeste spejlteleskoper udstyres med instrumenter, så man kan se delene af spektret, der ligger tæt på hver på hver side af det synlige område: det nærinfrarøde og det nærultraviolette. Figur 10: Model af et meget simpelt teleskop.[gallileoskop] Læg mærke til, at det billede man ser, vil være på hovedet. I moderne tid har man lavet teleskoper, der kan observere den EM- stråling, som ikke er synlig for mennesker. Det har blandt andet været medvirkende årsag til at universets alder kunne bestemmes til ca. 13,798±0,037 mia. år (Lambda CDM modellen) og til at tage billeder af den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling. 19

20 Billede 1: Cosmic Microwave Background radiation [CMB] taget af Planck satellitten Med nye og mere avancerede teleskoper kan man se eftergløden af supernovaer, og man har set, hvor nye stjerner dannes. Her ses Ørnetågen observeret i mange forskellige bølgelængder. Billede 2: Ørnetågen set i mange forskellige bølgelængder. I det synlige lys øverst til højre, kan man se de store støv- og gaståger. I synligt lys kan vi ikke se gennem disse tåger og ind til de områder inde i tågerne, hvor nye stjerner og planeter bliver dannet. Det kan man til gengæld, når man observerer stjernetågen i infrarødt lys. 20

21 På de to billeder af nær- infrarød og midt- infrarød kan man se, hvor støvskyerne er i færd med at kollapse og danne nye stjerner og planetsystemer. I røntgenstråling (X- rays) kan man se store nydannede stjerner og stjerner, der er døde i supernovaeksplosioner. Det er tydeligt, at det er meget forskellige historier, som billederne fortæller. Se de orange ringe med forklaringer på billedet. 21

22 Følgende opgaver kan løses i klasseforum eller grupper. DISKUSSIONSSPØRGSMÅL 1] Hvilke metoder bruger de enkelte teleskoper, og hvad kan man observere og konkludere, hvis man observerer synligt lys eller en af de andre typer af EM- stråling? 2] Hvad skal man så være opmærksom på, når man designer et teleskop? 3] Hvad er fordelene og ulemper ved teleskoper på Jorden og hvad er fordele og ulemper ved teleskoper i rummet? 4] Hvad kan man observere og konkludere, hvis man observerer synligt lys eller en af de andre typer af EM- stråling? 5] Hvad skal man overveje, når man planlægger en rummission? 6] Er der specielle hensyn, der skal tages, når det er et teleskop, der skal sendes ud? Diskutér f.eks. i hvilken retning det skal kigge alt efter, hvad man vil undersøge og om der vil være noget i vejen for udsynet. 7] Hvilke fordele/ulemper er der ved teleskoper i henholdsvis rummet og på jorden? 22

23 Man har endvidere opdaget, at EM- stråling kan afbøjes i meget kraftige tyngdefelter. Denne effekt (gravitations linseeffekt) bruger astrofysikere til at undersøge objekter, der ikke er i en direkte sigtelinje fra teleskoper eller andre instrumenter. Billede 3: En Super- Nova ses vha. gravitationel linse lavet af galaksehoben MACS j NASA/ESA HST. Denne effekt giver anledning til fænomenet, der bliver kaldt Einstein kors, som du kan se på billedet ovenfor. En anden måde at observere EM- stråling er at se på spektre og absorptionslinjer. Ved at gøre det kan man se hvilke grundstoffer, der er findes i en stjerne eller i en interstellar gas sky. 23

24 MODUL 5-6: BESØG PÅ PLANETARIET 24

25 HVORDAN BRUGER MAN LYS INDEN FOR ASTRONOMI Under besøget i udstillingen Space Mission kan eleverne med fordel bruge det tilhørende arbejdsark. Ved brug af dette vil eleverne blive ført gennem vigtige elementer i udstillingen, og de vil få den nødvenlige viden om elektromagnetisk stråling samt hvordan man bruger forskelligt lys inden for astronomi. Der vil også være information om rum- missioner, både aktuelle missioner og nogle af de vigtigste gennem historien. Eleverne skal vælge et bølgelængde- interval, som de ønsker at arbejde videre med. ARBEJDSARK Du kan downloade arbejdsarket separat som PDF på vores website mission- skoler. 25

26 MODUL 7-8: PRODUKTFREMSTILLING BESKRIV DIT LYS 26

27 PHOTO STORY / FILM OM LYS Efter at have valgt et bølgelængde- interval at arbejde med, skal eleverne lave en lille Photo Story film. Denne film skal beskrive, hvordan de oplever deres lys- type her på Jorden, og hvordan man bruger dette lys inden for astronomi. OPGAVE JERES MISSION 1] Hvad skal jeres mission hedde? 2] Hvordan skal jeres rumteleskop se ud? 27