Niezbędny przewodnik po Elektrycznym Wszechświecie – rozdział 11 – promieniowanie

11.1 Światło

Wschód słońca oświetlający krajobraz w świetle widzialnym

Światło widzialne rozciąga się od czerwonego, przez żółć i zieleń, po niebieski i fiolet. Newton był pierwszym, który odkrył, że białe światło składa się z mieszaniny wszystkich kolorów. Może on zostać rozbite na składowe kolory poprzez dyfrakcję na pryzmacie, który odbija poszczególne kolory w różny sposób. Siatka dyfrakcyjna jest często używana w astronomii, ponieważ niewielkie źródła światła mają mniejsze straty energii przy przechodzeniu przez nią, niż przez szkło dyfrakcyjne.

Białe światło może być rozszczepione na kolory składowe przez odbicie od drobno brużdżonej metalowej siatki. Dzięki uprzejmości NASA, Jet Propulsion Laboratory

Maxwell, który stworzył równania pola elektromagnetycznego, dowiódł, że światło jest w istocie falą elektromagnetyczną (EM). Jak w przypadku każdej fali, wynikiem mnożenia częstotliwości i długości jest prędkość rozchodzenia się takiej fali. Oczywiście, światło porusza się z prędkością światła, ale Maxwell mógł użyć swoich równań, aby pokazać, że każda fala elektromagnetyczna porusza się z prędkością światła, a zatem światło jest falą elektromagnetyczną.

Światło widzialne odpowiada jedynie niewielkiej części częstotliwości bądź długości fali. Cały zakres zwany jest spektrum elektromagnetycznym

11.2 Spektrum

Jakkolwiek spektrum stanowi kontinuum, jego poszczególne wycinki doczekały się swoich nazw od typowych fal w nim obecnym.

Zaczynając od najniższych częstotliwości, o największej długości fali, spektrum zaczyna się od fal radiowych, przez mikrofale (jak w kuchenkach mikrofalowych), fale terahercowe (będące w zastosowaniu w komunikacji wojskowej), podczerwone (jak w grzejnikach), spektrum widzialne (czerwone, pomarańczowe, żółte, zielone, niebieskie, fioletowe), ultrafiolet (lampy do opalania i prześwietleniowe, analiza materiałów), promienie rentgena (wewnętrzne obrazowanie medyczne) oraz promienie gamma (leczenie raka).

Powyższe spektrum przedstawione jest na poniższym diagramie. Zauważmy, że przestrzeń widzialna jest tylko niewielkim zakresem widma. Gdy formułowano model grawitacyjny, naukowcy widzieli jedynie docierające do nas światło widzialne.

Diagram spektrum elektromagnetycznego, na przykładzie obrazów mgławicy Krab, pokazujący, jak wyglądałaby, gdybyśmy mogli widzieć poza zakresem światła widzialnego. Dzięki uprzejmości NASA

Od początku XX wieku, a szczególnie od początku ery kosmicznej w latach 50-tych, rozwinięto przyrządy, służące do wirtualnego wykrywania wszystkich długości fali. Ilość otrzymywanych z nieba informacji wzrosła wówczas wykładniczo. Obserwacje często były zaskakujące, ponieważ to, co obserwowano w paśmie widzialnym, często nijak nie miało się do obrazu w innych zakresach widma.

Spektrum elektromagnetyczne, uwidaczniające szczegóły przedziału światła widzialnego. Źródło: Wiki Commons

Jowisz widoczny w świetle widzialnym (skala szarości) z zorzami świecącymi promieniach rentgena, widocznymi tu w „fałszywych” kolorach (fiolet). Źródło: NASA / Chandra X-ray Telescope

11.3 Promieniowanie

Promieniowanie jest procesem, w którym energia jest emitowana z ciała, przekazywana przez medium lub przestrzeń, i ewentualnie absorbowana przez inne ciało. Ciała emitujące i absorbujące mogą być tak małe, że będą rozmiarów atomowych, lub nawet rozmiarów subatomowych, jak elektrony.

Jednym z mechanizmów transmitowania energii jest fala elektromagnetyczna. Innymi słowy, wszelkie promieniowanie jest elektromagnetyczne.

To oznacza, że tryby emisji i radiacji pociągają za sobą oscylację pól elektrycznych oraz magnetycznych, niosącą energię na zasadzie podobnej do wibrowania struny, która również przenosi energię wzdłuż swojej długości. Ponieważ prędkość transmisji energii wibracyjnej jest stała dla danego medium, i wielkość ta jest równa częstotliwości wibracji razy razy długość fali (częstotliwość × długość = prędkość). Jeśli znasz częstotliwość, możesz z niej policzyć długość fali i na odwrót.

Spektrum oznacza zakres możliwych częstotliwości lub długości fal promieniowania. W miarę wzrostu częstotliwości, proporcjonalnie zwiększa się również ilość energii niesionej przez falę. Promieniowanie jonizujące to promieniowanie niosące dość energii do zjonizowania atomu. Ogólnie rzecz biorąc, promieniowanie od fal radiowych po światło widzialne nie są dość energetyczne, podczas gdy ultrafiolet, rentgena i gamma – owszem. Jak już wspomniano, energia jonizacji jest różna dla różnych pierwiastków oraz molekuł.

Promieniowanie następuje tam, gdzie jakikolwiek ładunek elektryczny podlega przyspieszaniu. Pamiętając o tym, że zmiana kierunku również jest przyspieszaniem, ponieważ zmienia się kierunek, widzimy, że każdy ładunek poddany zmianie kierunku lotu również będzie promieniował.

Schematyczny diagram elektronu promieniującego na skutek przyspieszenia

Obecne teorie wyjaśniają owo promieniowanie jako emisję fotonu lub paczki energii. Foton nie ma masy, lecz posiada energię w postaci fali elektromagnetycznej. Foton zachowuje się jak cząstka oraz jak fala. Każdy z typów ujawnia się w oddzielnych warunkach.

Podsumowując:

  • Promieniowanie jest emitowane przez każde naładowane elektrycznie ciało podlegające przyspieszaniu.
  • Każde promieniowanie pociąga za sobą fale elektromagnetyczne.
  • Promieniowanie przenosi energię.
  • Spektrum reprezentuje zakres wszystkich możliwych częstotliwości lub długości fali promieniowania.

11.4 Promieniowanie cieplne

Promieniowanie cieplne jest promieniowaniem emitowanym z ciała lub jego części na skutek posiadania przez to ciało temperatury.

Temperatura jest miarą energii cieplnej. Energia cieplna pobudza naładowane cząstki wewnątrz atomów do losowych wibracji. Powoduje to emitowanie promieniowanie w pewnym zakresie częstotliwości. Podobnie swoją temperaturę może posiadać region plazmy.

Pewna część tego promieniowania jest jest emitowana z ciała jako ciepło (podczerwień). Właściwie każda materia z jakąkolwiek energią cieplną będzie promieniować elektromagnetycznie: im jest zimniejsza, tym dłuższa będzie fala promieniowania. zimny pył międzygwiezdny promieniuje terahercowo lub sub-milimetrowo, już na poziomie około 10 kelwinów.

Zimna nocna półkula Saturna w podczerwieni, wg spektrometru termo-optycznego sondy Cassini z 2006. Dzięki uprzejmości NASA / JPL / Cassini Imaging Team

Z powodu losowej natury wibracji dużej liczby cząstek, emitowane promieniowanie będzie miało pewien zakres częstotliwości lub długości fal. Analiza statystyczna pokazuje, że funkcja zależności natężenia od długości fali jest zależna od długości tej fali. Jest to tak zwane prawo Planck’a i jest zilustrowane poniżej dla pewnego zakresu temperatur. Promieniowanie emitowane w takiej idealnej sytuacji znane jest jako promieniowanie ciała doskonale czarnego, co oznacza po prostu, że dotyczy ono ciała o całkowitej idealnej równowadze termodynamicznej. Źródło diagramu: artykuł o ciele doskonale czarnym na Wikipedii.

Promieniowanie ciała doskonale czarnego dla 3 różnych temperatur, pokazujących maksimum emisji przesuwające się ku krótszym falom wraz z rosnącą temperaturą. Źródło: Wiki Commons

Graf jasno pokazuje, że dla danej temperatury promieniowanie osiąga maksimum dla jednej konkretnej częstotliwości emitowanego promieniowania. W miarę wzrostu temperatury, długość fali w „czubku” intensywności maleje. Jest to opisane innym prawem, zwanym prawem Vienna. Proszę zwrócić uwagę, że czerwona linia oznacza mniejszą temperaturę oraz mniejszą przestrzeń pomiędzy tą linią a osią, w porównaniu z niebieską dla wyższej temperatury.

Obszar pod wykresem krzywej promieniowania odpowiada całkowitej energii emitowanej przy danej temperaturze, na jednostkę powierzchni. Całkowita energia emitowana z jednostki powierzchni zależy wyłącznie od temperatury. Jest to tak zwane prawo Stefana-Boltzmanan.

Jeżeli wzór dystrybucji emitowanego promieniowania dany jest prawem Plancka, wówczas przyjmuje się, że jego źródłem jest losowy ruch cząstek w źródle. Mówimy wówczas, że promieniowanie jest promieniowaniem termicznym. To znaczy, że gdy promieniowanie posiada swój rozkład częstotliwości lub długości fal, który pochodzi z losowych ruchów wibracyjnych cząstek. Promieniowanie samo w sobie jest elektromagnetyczne, jak każde inne.

Jeśli okaże się, że promieniowanie jest termiczne, wówczas możemy określić temperaturę jego ciała źródłowego, poprzez porównanie do odpowiedniej krzywej dla promieniowania ciała doskonale czarnego. Oznacza to, że możemy określić temperaturę odległych obiektów, o ile promieniowanie przez nie wysyłane jest promieniowaniem cieplnym. Światło gwiazd okazało się mieć w przybliżeniu charakterystykę światła ciała doskonale czarnego, tak więc kolor temperaturowy gwiazd można wywnioskować z ich spektrum.

Promieniowanie nietermiczne to po prostu promieniowanie nie emitowane wg charakterystyki termicznej. Musi być więc generowane inaczej, niż losowe, indukowane termicznie ruchy cząstek układu w równowadze termodynamicznej.

Nie próbujemy tutaj powiedzieć, że temperatura nie może odgrywać roli w wytwarzaniu innych wzorów promieniowania. Po prostu układ taki nie jest w równowadze termodynamicznej. Innymi słowy, energia podlega wymianie w układzie, w którym temperatura zmienia się wraz z czasem. Jest to odstępstwo od idealnego modelu ciała doskonale czarnego i oznacza, że ciału nie można przypisać jednej konkretnej temperatury.

Względnie, promieniowanie może być emitowane poprzez indywidualne cząstki podlegające przyspieszaniu na skutek przyczyn innych, niż losowe zderzenia z innymi cząstkami.

11.5 Promieniowanie optyczne w kosmosie

Promieniowanie jest w kosmosie często w postaci widzialnej bądź radiowej. W zakresie widzialnym, większość promieniowania generowana jest przez elektrony przeskakujące na nową orbitę w atomie (przejście uwięziony-uwięziony), wolne elektrony rekombinujące z atomami w atomy elektrycznie neutralne (przejście wolny-uwięziony), oraz oraz elektrony spowalniane przez oddziaływanie z innymi cząstkami (przejście wolny-wolny).

Przejście więziony-uwięziony jest źródłem zarówno linii emisyjnych, jak i absorbcyjnych w spektrum. Każdy pierwiastek chemiczny posiada zakres energii przypisany do zakresu możliwych orbit elektronów wokół jądra atomu. Podczas przeskoczenia elektronu z orbity na orbitę, energia jest albo pobierana, albo emitowana. Energia ta reprezentuje różnicę energii odpowiadającej poszczególnym orbitalom i jest precyzyjnie dobrana do każdego przeskoku.

Ponieważ energia fotonu jest proporcjonalna do jego częstotliwości, więc te różnice w energiach skutkują ustalonym zbiorem częstotliwości dla każdego pierwiastka. Jeśli widmo emisyjne pierwiastka wykreślić względem częstotliwości, powstanie wykres złożony z raptownych pagórków w miejscach o charakterystycznych częstotliwościach. Są to tak zwane linie emisyjne spektrum.

Z drugiej strony, jeżeli światło o szerokim spektrum przepuścić przez materiał złożony z konkretnych pierwiastków lub molekuł, będą one absorbować światło na charakterystycznych częstotliwościach. W wynikowym spektrum będą braki na tych częstotliwościach, a zamiast nich pojawią się ciemne linie. Są to tak zwane linie absorbcyjne.

Niżej, główna żółta linia emisyjna sodu, pochodząca z rozgrzanych atomów sodu. Powyżej znajduje się widmo absorbcyjne światła ze źródła podobnego do ciała doskonale czarnego (np. gwiazdy) przepuszczone przez obszar przestrzeni zawierający sód. Ciemna linia oznacza miejsce, w którym atomy sodu pobrały światło na charakterystycznej dla nich częstotliwości, pozostawiając ciemną linię. Dzięki uprzejmości ThinkQuest (www.thinkquest.org), ufundowane przez Oracle Education Foundation

Tutaj znajduje się wprowadzenie do linii emisyjno-absorbcyjnych promieniowania ciała doskonale czarnego, a tutaj jest więcej w kontekście spektroskopii.

Jeżeli, dla przykładu, jakiś element zostanie podgrzany wewnątrz gwiazdy, wygeneruje charakterystyczne promieniowanie, które możemy odczytać jako jasne linie emisyjne na Ziemi. Z drugiej strony, jeśli szerokopasmowe światło zostanie przepuszczone przez materiał absorbcyjny, możemy określić pierwiastki obecne w tym materiale poprzez analizę ciemnych linii absorbcyjnych.

Przejścia wolny-uwięziony mają miejsce, kiedy elektron zostanie przechwycony przez jon i dochodzi do emisji energii rekombinacji w postaci promieniowania. Ilość uwolnionej energii zależy od utworzonego elementu oraz orbity zajmowanej przez elektron. Jak w przypadku przejść związany-związany, mogą dominować konkretne częstotliwości.

Promieniowanie typu wolny-wolny następuje, gdy elektron poddawany jest zderzeniom nieprzechwytującym z jonami lub drobinami pyłu. Trajektoria elektronu zmieni się również, gdy przeleci on w pobliżu innej naładowanej elektrycznie cząstki. To również da promieniowanie, być może w świetle widzialnym.

11.6 Promieniowanie radiowe w kosmosie

Fale radiowe są istotne, ponieważ wiele ich rodzajów może przenikać ziemską jonosferę, a więc mona je wykryć przy pomocy zlokalizowanych na ziemi radioteleskopów.

Zespół radioteleskopów w Nowej Południowej Walii, Australia. Źródło: University of Waikato oraz Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO)

Część promieniowania radiowego w kosmosie jest rezultatem wspólnego zachowania się dużej ilości elektronów w plazmie. Gdy plazma jest dostatecznie gęsta, wówczas elektrony mogą kolektywnie oscylować na częstotliwości zwanej częstotliwością plazmową, zależną jedynie od ilości elektronów w danym regionie. Owe oscylacje powodują promieniowanie w niezwykły sposób.

Słońce, jak widać (w fałszywych kolorach), w falach radiowych o częstotliwości 1,4 GHz, z silnymi emisjami w aktywnych regionach w słonecznym pasie równikowym. Dzięki uprzejmości National Radio Astronomy Observatory (NRAO/AUI)

Ten typ promieniowania może pojawić się, na przykład, gdy strumień elektronów, wychodzący przykładowo z warstwy podwójnej, przechodzi przez region neutralizującej plazmy.

Istnieją też inne mechanizmy wytwarzania fal radiowych, przy których obecne jest pole magnetyczne. Należą do nich promieniowanie cyklotronowe (gdzie elektrony nie osiągają prędkości relatywistycznych), promieniowanie Magneto-Bremsstrahlung z prędkościami podchodzącymi łagodnie pod relatywistyczne, oraz promieniowanie synchrotronowe (gdzie prędkości elektronów są relatywistyczne).

Promieniowanie synchrotronowe powstaje, gdy elektrony poruszają się wzdłuż pola magnetycznego, jak to ma miejsce w prądach Birkelanda (patrz 11.3). Przyspieszenie dośrodkowe powoduje wysyłanie promieniowania. Ponownie, promieniowanie to może wystąpić we wszystkich częstotliwościach spektrum.

W astrofizyce, nietermiczne emisje promieniowania są przede wszystkim promieniowaniem synchrotronowym. Jest to prawdą dla emisji radiowych z galaktyk, obłoków supernowych, podwójnych radiogalaktyk oraz kwazarów. Dodatkowo Słońce oraz Jowisz również emitują sporadycznie ten rodzaj promieniowania.

Emisje synchrotronowe wytwarzają również promieniowanie w paśmie widzialnym, co widać w przypadku mgławicy Krab albo „dżetu” galaktyki M87. Mgławica Krab (krótki klip wideo) emituje również pewne ilości promieni synchrotronowych w paśmie rentgena.

Analiza widma synchrotronowego może dać pewne informacje o źródle relatywistycznych elektronów, co może być pomocne w odkrywaniu przyczyn promieniowania kosmicznego, promieniowania rentgena, oraz promieni gamma. Promieniowanie synchrotronowe jest również dowodem na istnienie ogromnych pól magnetycznych w kosmosie, oraz na przetwarzanie, gromadzenie i uwalnianie ogromnych ilości energii w kosmicznej plazmie, włączając w to dżety galaktyczne. Więcej informacji o promieniowaniu synchrotronowym można znaleźć tutaj.

Promieniowanie może być również produkowane w reostrykcjach-z jako rezultat siły v × B.

Radioastronomia może więc rozszerzyć zakres dostępnych dla nas informacji poza zakres obrazów widocznych w samych tylko teleskopach optycznych. Wykrywanie źródeł promieniowania o spektrum wyższym od rentgena może popchnąć tą wiedzę jeszcze dalej.

Galaktyka aktyna Centaurus A (NGC 5128), nałożone obrazy submilimetrowy (emisje radiowe na pomarańczowo), widzialny (biały), oraz promieniowanie rentgenowskie (niebieski). Średnica galaktyki wynosi w przybliżeniu 200 000 lat świetlnych, przybliżona odległość do niej wynosi 10 milionów lat świetlnych. Źródła: rentgen: NASA/CXC/Cfa/R. Kraft et al.: submillimetrowe: MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. Optyczne: ESO/WFI

Krótkie wideo z NASA dotyczące tej galaktyki znajduje się tutaj, aczkolwiek w Elektrycznym Wszechświecie nie spekuluje się o czarnych dziórach jako możliwym czynniku tworzącym galaktyczne dżety i następujące w ich wyniku promieniowanie.

We wszystkich przypadkach okazuje się, że plazma oraz prądy elektryczne wewnątrz niej są doskonałymi emiterami promieniowania, ponieważ, jak widzieliśmy, elektryczność jest w plazmie ogromnie dobra w cząstkach, przyspieszanych przez warstwy podwójne, a które następnie emitują promieniowanie. Tutaj znajduje się interesujący artykuł z arXiv.

Łuki plazmy słonecznej, w dolnej koronie, utrwalone w pasmie ultrafioetowymprzez instrumenty TRACE, dzięki uprzejmości The TRACE Picturebook, NASA.

Owa wydajna produkcja promieniowania przez mechanizmy elektryczne wydaje się być znacznie bardziej prawdopodobnym źródłem większości promieniowania wykrywanego w kosmosie, niż ogromne ilości ciemnej materii oraz materii super gęstej, potrzebnych, by wyjaśnić przyspieszanie cząstek w sposób czysto grawitacyjny.

Ma się rozumieć, że rekoneksja magnetyczna – rzekome rozłamywanie i rekoneksja linii pola magnetycznego, również jest często przywoływana jako źródło tego typu obserwacji w modelu grawitacyjnym. Jak jednak widzimy, jest to po prostu niemożliwe, ponieważ linie pola magnetycznego nie istnieją materialnie, podobnie jak linie topograficzne.

Autor oryginału: Bob Johnson – Jim Johnson

Link do oryginału: http://www.thunderbolts.info/wp/2012/03/30/essential-guide-to-the-eu-chapter-11/

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.