MODUL 3 OG 4: UDFORSKNING AF RUMMET

Transkript

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

2 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 1: 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 2

3 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 2: 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. 3

4 Figur 3: 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: 4

5 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. 5

6 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 4: 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. 6

7 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 5: 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. 7

8 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. 8

9 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. 9

10 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? 10

11 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. 11