Ηλεκτρομαγνητικό φάσμα – Το ουράνιο τόξο του Maxwell

Ηλεκτρομαγνητικό φάσμα – Το ουράνιο τόξο του Maxwell

Ραδιόφωνο, τηλεόραση, τηλέφωνο είναι μερικές μόνο από τις συσκευές που χρησιμοποιούμε καθημερινά και η λειτουργία τους βασίζεται στη φυσική των ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων. Ας κάνουμε όμως μια σύντομη ιστορική αναδρομή του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Πρώτος ο Newton το 1672 βρήκε ότι το λευκό φως (π.χ. φως του Ήλιου) όταν περάσει μέσα από ένα πρίσμα αναλύεται στα χρώματα της ίριδος: κόκκινο, πορτοκαλί, κίτρινο, πράσινο, μπλε, λουλακί (μπλε-μωβ) και ιώδες. Τα χρώματα αυτά είναι γνωστά σήμερα και ως τα 7 χρώματα της ίριδος ή τα χρώματα του ουράνιου τόξου. Λίγο αργότερα, το 1800, ο Herschel βρήκε ότι ακριβώς πριν από τα χρώματα της ίριδας και συγκεκριμένα πριν από το κόκκινο υπάρχει μια ακτινοβολία που δεν τη βλέπουμε αλλά μας ζεσταίνει, η υπέρυθρη ακτινοβολία. Το 1801 ο Ritter βρήκε ότι δεξιά από το ιώδες υπάρχει μια ακόμα ακτινοβολία, η υπεριώδης. Με βάση αυτή τη γνώση, ο Maxwell το 1867 διατύπωσε τη θεωρία ότι το φως είναι ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που ταξιδεύει με σταθερή ταχύτητα 300.000 km/s, όπως μετρήθηκε τελικά από τον Fizeau τον 19ο αιώνα. Ο Maxwell προέβλεψε επίσης ότι υπάρχει ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και με μεγαλύτερα μήκη κύματος. Πράγματι, ο Hertz επαλήθευσε αυτή την πρόβλεψη, καθώς το 1887 ανακάλυψε τα ραδιοκύματα και τα μικροκύματα. Αντίστοιχα ανακαλύφθηκαν και μικρότερα μήκη κύματος από τον Röntgen το 1895 τις ακτίνες Χ και από τον Villard το 1900 τις ακτίνες γ. Έτσι συγκροτήθηκε το γνωστό σήμερα φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Όπως φαίνεται και στην Εικόνα 1, το ορατό φως αποτελεί μόνο ένα μικρό μέρος αυτού του φάσματος. Οι διαφορετικές ακτινοβολίες έχουν την ίδια φύση, είναι δηλαδή μαγνητικά και ηλεκτρικά πεδία που ταλαντώνονται, με τη μόνη διαφορά ότι κάθε μια από αυτές έχει διαφορετικό μήκος κύματος και διαφορετική συχνότητα ταλάντωσης.

Εικόνα 1: Το φάσμα της ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας, από την ακτινοβολία χαμηλής ενέργειας στα δεξιά στην ακτινοβολία υψηλής ενέργειας στα αριστερά. Στο πάνω μέρος της εικόνας τα γράμματα Y και N, προσδιορίζουν τα μήκη κύματος ακτινοβολίας που μπορούν να διέλθουν από τη γήινη ατμόσφαιρα και αυτών που δεν μπορούν αντίστοιχα. Image Credit: NASA

Τα τεχνολογικά άλματα στην κατασκευή επίγειων και διαστημικών τηλεσκοπίων στον 20ό αιώνα, επιτρέπουν στους αστρονόμους να δουν φως από όλο το φάσμα ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας. Κάθε φορά που ανοίγει ένα νέο παράθυρο στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία γίνονται νέες επιστημονικές ανακαλύψεις σχετικά με το ποια φυσική διαδικασία κρύβεται πίσω από την παρατηρούμενη ακτινοβολία, ποια αστροφυσικά συστήματα εκπέμπουν κάθε ακτινοβολία κ.α. 

Ας δούμε τώρα τους διαφορετικούς τύπους ακτινοβολίας με περισσότερη λεπτομέρεια. 

Ραδιοκύματα

μήκος κύματος: μεγαλύτερο από 1 mm

συχνότητα: χαμηλότερη από 300 GHz

Τα ραδιοκύματα είναι η χαμηλότερης ενέργειας ακτινοβολία στο σύμπαν. Η ραδιοφωνική ακτινοβολία παράγεται κυρίως από φαινόμενα όπως η ακτινοβολία σύνγχροτρον – εξαιτίας της περιστροφής φορτισμένων σωματιδίων γύρω από μαγνητικές γραμμές – και η ακτινοβολία πέδη(ση)ς (ή Bremsstrahlung) – εξαιτίας της επιβράδυνσης φορτισμένων σωματιδίων μέσα σε ηλεκτρικό πεδίο. Πολύ συχνά, ραδιοκύματα σε αστροφυσικά περιβάλλοντα αποτελούν τα ίχνη μαγνητικών πεδίων και περιοχών όπου τα σωματίδια επιταχύνονται.

Γνωστές αστροφυσικές πηγές ραδιοκυμάτων είναι οι ισχυροί πίδακες που παράγονται από ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες (AGN), οι εκλάμψεις ακτίνων γ (GRBs) καθώς και οι αστέρες νετρονίων. Επιπλέον, κάποια γεγονότα, σχετικά σύντομης διάρκειας για τα αστρονομικά δεδομένα, όπως οι εκρήξεις υπερκαινοφανούς (ή supernova), οι εκλάμψεις ραδιοκυμάτων (FRBs) και γεγονότα παλιρροϊκής διαταραχής (TDEs) εκπέμπουν ραδιοκύματα. Άλλες, λιγότερες ισχυρές πηγές ραδιοκυμάτων, είναι οι περιοχές ΗΙΙ, όπου ζεστό ιονισμένο αέριο περιβάλλει νεαρά, θερμά OB αστέρια.

Ευτυχώς, για τους επίγειους αστρονόμους, τα περισσότερα ραδιοκύματα μπορούν εύκολα να περάσουν μέσω της γήινης ατμόσφαιρας, ακόμα και ανεξάρτητα από την ύπαρξη νεφοκάλυψης.

Τα ραδιοτηλεσκόπια λειτουργούν με δύο βασικούς τρόπους: μερικές εγκαταστάσεις όπως τα Green Bank Telescope (GBT) και Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope (FAST) χρησιμοποιούν ένα μόνο πιάτο ραδιοκυμάτων, ενώ άλλα όπως το  Very Large Array (VLA), το Square Kilometer Array (SKA), και το Low-Frequency Array (LoFAR), χρησιμοποιούν πολλά πιάτα ραδιοκυμάτων, συνδυάζοντας τα σήματα με τη χρήση συμβολομετρίας. Η συμβολομετρία μετατρέπει αποτελεσματικά μια σειρά τηλεσκοπίων σε ένα μεγάλο τηλεσκόπιο με καλύτερη ανάλυση.
Ιδιαίτερη αναφορά αξίζει να κάνουμε εδώ στο ελληνικό ραδιοτηλεσκόπιο PICTOR που κατασκεύασαν δύο μέλη της ομάδας του 2’science, οι Απόστολος και Βασίλης Μισιρλής. Πρόκειται για ένα όργανο ανοιχτού κώδικα, το οποίο επιτρέπει σε όλους να παρατηρήσουν ζωντανά τον ουρανό στα ραδιοκύματα, μέσω μιας εύχρηστης διαδικτυακής πλατφόρμας εντελώς δωρεάν.

Προτάσεις για παραπάνω διάβασμα στα ραδιοκύματα: NRAO, JPL, Wikipedia

Εικόνα 2: Εικόνα στα ραδιοκύματα ενός κεντρικού πίδακα στον γαλαξία M87 που τραβήχτηκε σε μήκος κύματος 18 cm, ή συχνότητα 1.6 GHz. Η κεντρική εικόνα τραβήχτηκε με το Very Large Array, ενώ το ένθετο είναι μεγαλύτερης ευκρίνειας φωτογραφία από το Very Long Baseline Array και το αποσυρμένο πλέον διαστημόπλοιο HALCA.
Image Credit: wikimedia.org/M. Reid, CfA.

Μικροκύματα

μήκος κύματος: 300μm μέχρι 1 mm

συχνότητα: 1THz μέχρι 300 GHz

Τα μικροκύματα και υπο-χιλιοστόμετρα (sub-mm) αντιστοιχούν σε περιοχές μήκους κύματος μεταξύ ραδιοκυμάτων και μακρινού υπερύθρου. Οι διαδικασίες που εκπέμπουν ραδιοφωνική ακτινοβολία μπορούν επίσης να εκπέμψουν και σε μικροκύματα. Επιπλέον, μικροκύματα παράγοντα μέσω  θερμικής εκπομπής* – από όλη την ύλη που έχει θερμοκρασία μεγαλύτερη από το απόλυτο μηδέν. Η θερμική εκπομπή αντικατοπτρίζει τη μετατροπή της θερμικής ενέργειας (κινητικής ενέργειας ατόμων και μορίων της ύλης) σε ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία – από κρύα υλικά μπορεί επίσης να παράγεται ακτινοβολία σε αυτό το εύρος.

Ίσως, το πιο διάσημο παράδειγμα μικροκυματικής ακτινοβολίας στο Σύμπαν είναι η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου (cosmic microwave background (ή CMB)), το φως που παρατηρούμε, σαν υπόλειμμα της Μεγάλης Έκρηξης, όταν η ακτινοβολία στο Σύμπαν μπόρεσε να διαδοθεί ελεύθερα, μετά τη σύνδεση των ηλεκτρονίων με ελεύθερους πυρήνες για τον σχηματισμό των πρώτων ουδέτερων ατόμων. Από τη δική μας οπτική γωνία, σαν παρατηρητές στη Γη, η κοσμική ακτινοβολία έχει μια αξιοσημείωτα σταθερή θερμοκρασία στον ουρανό περίπου 2.725 Κ, με μικρές διακυμάνσεις της τάξης των 10-5 ως 10-4 Kelvin.

Μικροκυματική εκπομπή μπορεί επίσης να έρθει από μεγαλύτερης ενέργειας φαινόμενα, όπως σχετικιστικούς πίδακες (ταχεία ροή ιονισμένου υλικού εκτινάσσεται από ένα συμπαγές αντικείμενο, όπως μια μαύρη τρύπα). Όμως αυτά τα μήκη κύματος μπορούν επίσης να προέλθουν από πολύ κρύα σκόνη και αέριο στη διαδικασία σχηματισμού αστέρων στους γαλαξίες, ιδίως αυτούς με μεγάλη ερυθρομετατόπιση, δηλαδή πολύ μακρινούς γαλαξίες που το φως τους μετατοπίζεται σε μεγαλύτερα μήκη κύματος εξαιτίας της διαστολής του Σύμπαντος.

Μερικά γνωστά πειράματα μικροκυμάτων το Cosmic Background Explorer (COBE), το Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), και το Planck. Παραδείγματα μικροκυματικών εγκαταστάσεων, στη Γη, περιλαμβάνουν το Submillimeter Array (SMA) και το Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

* Σε γενικές γραμμές τα φάσματα που παρατηρούμε μπορούμε να τα χωρίσουμε σε θερμικά και μη θερμικά φάσματα. Θερμικά ονομάζουμε κυρίως τα φάσματα που δημιουργούνται όταν η ακτινοβολία βρίσκεται σε θερμοδυναμική ισορροπία με την ύλη, με πιο γνωστό παράδειγμα το φάσμα από τον Ήλιο μας. Η θερμοδυναμική ισορροπία επιτυγχάνεται όταν υπάρχει αρκετός χρόνος για να αλληλεπιδράσουν τα φωτόνια με τα σωματίδια της ύλης του σώματος. Όταν αυτό δε συμβαίνει, για παράδειγμα σε πολύ αραιά αστροφυσικά πλάσματα, τότε έχουμε μη θερμική εκπομπή και το φάσμα που παρατηρούμε έχει ιδιαίτερη μορφή και μπορεί να διαφοροποιηθεί από το φάσμα μέλανος σώματος.

Επιπλέον διάβασμα στη μικροκυματική αστρονομία:  ALMA, ESA.

Εικόνα 3: Η εικόνα του Planck της κοσμικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου. Οι διακυμάνσεις στη θερμοκρασία (που παρίστανται με τα διαφορετικά χρώματα) είναι μικροσκοπικές, περίπου 1 στους 100.000 βαθμούς.
Image Credit: European Space Agency, Planck Collaboration.

Υπέρυθρο

Μακρινό – υπέρυθρο Far-infrared (FIR) :

μήκος κύματος: 15 μm μέχρι 300 μm

συχνότητα: 20 THz μέχρι 1 TΗz

Η εκπομπή μακρινού υπερύθρου προέρχεται κυρίως από θερμική εκπομπή μέλανος σώματος. Σύμφωνα με το νόμο του Wien, ο οποίος συνδέει τη θερμοκρασία ενός σώματος με το μήκος κύματος στο οποίο το αντικείμενο εκπέμπει περισσότερο, μας λέει ότι το φως μακρινού υπερύθρου προέρχεται από κρύα σκόνη ή αέριο. Ακόμα και για τα μικρότερα μήκη κύματος (υψηλότερες ενέργειες) της εκπομπής μακρινού υπερύθρου, οι τυπικές θερμοκρασίες είναι περίπου 200 Κ. Οι γαλαξίες που σχηματίζουν νέα άστρα και νεαρά αστρικά αντικείμενα (πχ αστέρες πριν αρχίσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα τους) είναι ορισμένες από τις πιο ισχυρές πηγές μακρινού υπερύθρου στο σύμπαν.

Ορισμένα παραδείγματα αποστολών μακρινού υπερύθρου είναι ο Infrared Astronomical Satellite (IRAS), το Infrared Space Observatory (ISO), και ο δορυφόρος του Herschel.

Μεσαίο – υπέρυθρο mid-infrared (MIR) :

μήκος κύματος: 2.5 μm μέχρι 15 μm

συχνότητα: 120 THz μέχρι 20 THz

Όπως υπονοεί το όνομα, η μεσαίου υπερύθρου ακτινοβολία, έχει μικρότερο μήκος κύματος από την ακτινοβολία μακρινού υπερύθρου, αλλά μεγαλύτερο μήκος κύματος από την κοντινού υπερύθρου.

Τα ίχνη της MIR ακτινοβολίας τα συναντάμε κυρίως στην κοσμική σκόνη, όπως η σκόνη που περιβάλλει νεαρούς αστέρες, η σκόνη στους πρωτοπλανητικούς δίσκους και η διαπλανητική σκόνη. Επίσης, συναντάται και στην εκπομπή κρύων αντικειμένων του Ηλιακού Συστήματος, όπως πλανήτες, κομήτες και αστεροειδείς.

Ενώ η ακτινοβολία μεσαίου υπερύθρου δύναται να ανιχνευθεί από τη Γη (π.χ. από το  NASA Infrared Telescope Facility (IRTF) και το United Kingdom InfraRed Telescope (UKIRT)), είναι δύσκολο να ανιχνευθεί εξαιτίας του ισχυρού θερμικού υποβάθρου της Γης. Αντίθετα, πολλά διαστημικά τηλεσκόπια έχουν ανιχνεύσει τη μεσαίου υποβάθρου ακτινοβολία, συμπεριλαμβανομένου του Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) και του Spitzer (το οποίο μπορούσε να παρατηρήσει και στο μακρινό). Το JWST έχει και κάμερα και φασματογράφο που βλέπει την ακτινοβολία μεσαίου-υπερύθρου.

Κοντινό – υπέρυθρο Near-infrared (NIR) :

μήκος κύματος: 0.8 μm μέχρι 2.5 μm

συχνότητα: 380 THz μέχρι 120  THz

Η ακτινοβολία κοντινού υπερύθρου εκπέμπεται από μεγάλο εύρος πηγών, κυρίως ως ακτινοβολία μελανού σώματος. Η εκπομπή των κρύων αστέρων (που είναι συνήθως αυτά με μικρές μάζες) παρουσιάζει μέγιστο στο κοντινό υπέρυθρο, και επειδή τα χαμηλής μάζας αστέρια είναι τα πιο διαδεδομένα αστέρια στο σύμπαν (όπως φαίνεται στην αστρική συνάρτηση αρχικής μάζας –  stellar initial mass function), πολλοί γαλαξίες έχουν επίσης μεγαλύτερη εκπομπή στο κοντινό υπέρυθρο.

Η ακτινοβολία  κοντινού υπέρυθρου μπορεί να ανιχνευθεί από το έδαφος μεταξύ άλλων από την απορρόφηση ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας από ατμό (που συμβάλει και στο φαινόμενο θερμοκηπίου για παράδειγμα). Παραδείγματα επίγειων κοντινού υπερύθρου τηλεσκοπίων αποτελούν το 2MASS, το Infrared Telescope Facility (IRTF), το United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT), και το Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA). Παρατηρήσεις κοντινού υπερύθρου γίνονται επίσης από το διάστημα και συγκεκριμένα το JWST φέρνει επαναστατικές ανακαλύψεις στην αστρονομία κοντινού υπερύθρου χάρη στα όργανα NIRCam και NIRSpec που διαθέτει.

Επιπλέον διάβασμα στην υπέρυθρη αστρονομία:  ESA, JWST, SOFIA.

Εικόνα 4: JWST εικόνα από το νεφέλωμα Southern Ring στο κοντινό υπέρυθρο (αριστερή εικόνα) και στο μεσαίο υπέρυθρο (δεξιά εικόνα). Image Credit: NASA, ESA, CSA, and STScI.

Οπτικό :

μήκος κύματος: 350 nm μέχρι 800 nm

συχνότητα: 860 THz μέχρι 380  THz

Οπτική είναι η ακτινοβολία που είναι ορατή από τα ανθρώπινα μάτια. Το οπτικό φως παράγεται κυρίως από διαδικασίες μελανού σώματος, αλλά μπορεί επίσης να προκύψει από μη θερμικές πηγές – εκπομπή που δεν εξαρτάται από τη θερμοκρασία της πηγής, όπως είναι η ακτινοβολία σύγχροτρον. Θερμική οπτική εκπομπή παρατηρείται κυρίως από αστέρες. Ιονισμένα αέρια μπορούν επίσης να παράξουν οπτική εκπομπή, αλλά συχνά στη μορφή διακριτών φασματικών γραμμών και όχι συνεχούς ακτινοβολίας*.

Όπως μπορούν να μπορούν να επαληθεύσουν τα μάτια μας, η οπτική ακτινοβολία μπορεί να ανιχνευθεί από το έδαφος. Αρκετά μεγάλα επίγεια τηλεσκόπια παρατηρούν κυρίως στο οπτικό, συμπεριλαμβανομένων των δίδυμων W.M. Keck telescopes, τα τέσσερα Very Large Telescopes, και το Southern African Large Telescope (SALT). Παραδείγματα οπτικών τηλεσκοπίων στο διάστημα είναι τα Hubble Space Telescope, Gaia,  Kepler και το  Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS).

Τα τελευταία χρόνια μια σειρά οπτικών τηλεσκοπίων που σκανάρουν τον ουρανό, με πολύ μεγάλες συχνότητες παρατήρησης, έχουν κατασκευαστεί με σκοπό να ανακαλύψουν νέα φαινόμενα διαβάσεων (όπου χαρακτηριστικά χρησιμοποιείται ως μέθοδος εύρεσης εξωπλανητών από τις σκιές που σχηματίζουν οι εξωπλανήτες όταν περνούν μπροστά από αστέρες). Τέτοια παραδείγματα αποτελούν το All-Sky Automated Survey for Supernovae (ASAS-SN), το Asteroid Terrestrial-impact Last Alert System (ATLAS), το Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System (Pan-STARRS) και το Zwicky Transient Facility (ZTF). Στο προσεχές μέλλον, το Legacy Survey of Space and Time (LSST), κατασκευασμένο από το Vera Rubin Observatory, θα μας επιτρέψει γενικά να δούμε ακόμα πιο ασθενείς οπτικές πηγές.

* Συνεχές είναι ένα φάσμα που εκπέμπει σε μεγάλο εύρος συχνοτήτων. Ένα κλασικό παράδειγμα είναι το φάσμα του Ήλιου μας, που εκπέμπει βασικά σε όλες τις συχνότητες από το υπεριώδες μέχρι το υπέρυθρο. Διακριτό είναι ένα φάσμα που εκπέμπει σε συγκεκριμένες μόνο συχνότητες. Ένα τέτοιο παράδειγμα είναι τα φάσματα εκπομπής των ατόμων. Λόγω κβαντομηχανικών φαινομένων, όταν δώσουμε ενέργεια και διεγείρουμε ένα άτομο, αυτό μπορεί να βρεθεί σε συγκεκριμένες μόνο καταστάσεις. Όταν αποδιεγερθεί και επιστρέψει στην αρχική κατάσταση “ηρεμίας” του, αυτό πάλι μπορεί να γίνει μόνο με συγκεκριμένα “άλματα”, που εκπέμπουν συγκεκριμένες συχνότητες. Γι’ αυτό όταν παρατηρούμε ένα θερμό αέριο στο διάστημα, η ακτινοβολία του εντοπίζεται σε συγκεκριμένες φασματικές γραμμές.

Επιπλέον διάβασμα στην οπτική αστρονομία:  ESA, Wikipedia

Εικόνα 5: Εικόνα στο οπτικό του γαλαξία M104 (The Sombrero Galaxy) από το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble. Η διάχυτη λάμψη είναι το φως που προέρχεται από τα δισεκατομμύρια αστέρων που κατοικούν στον γαλαξία. Οι σκοτεινές γραμμές σκόνης που περιβάλλουν τα άκρα του γαλαξία εμποδίζουν μερικό από το ορατό φως να φτάσει σε εμάς.
Image Credit: NASA, ESA, CSA, and STScI.

Υπεριώδες:

μήκος κύματος: 10 nm μέχρι 350 nm

συχνότητα: 3×1016 Hz μέχρι 860 THz

ενέργεια: 120 eV μέχρι 3.5 eV

Τα μεγαλύτερα μήκη κύματος στο υπεριώδες είναι αρκετά μικρά για να είναι ορατά με γυμνό μάτι, ενώ τα μικρότερα μήκη κύματος είναι συγκρίσιμα με το μέγεθος μικρών μορίων. Η εκπομπή υπεριώδους προέρχεται από πολλές διαδικασίες, όπως είναι η εκπομπή μέλανος σώματος, ή από ζεστές και ισχυρές μη θερμικές πηγές.

Η θερμική εκπομπή υπεριώδους έρχεται κυρίως από ζεστούς αστέρες Ο και Β της κύριας ακολουθίας, όπως επίσης και από λευκούς νάνους (τους εναπομείναντες πυρήνες αστέρων χαμηλής μάζας μετά το τέλος της ζωής τους). Μη θερμική εκπομπή υπεριώδους, μπορεί να ανιχνευτεί για παράδειγμα στις συνεχείς εκπομπές των ενεργών γαλαξιακών πυρήνων. Εξαιτίας του μικρού της μήκους κύματος, η υπεριώδης εκπομπή μπορεί εύκολα να μπλοκαριστεί από τη σκόνη που υπάρχει κατά μήκος της γραμμής παρατήρησης, εμποδίζοντας έτσι την παρατήρηση πολλών πηγών που εκπέμπουν στο υπεριώδες.

Εκτός από τα μεγαλύτερα μήκη κύματος, η υπεριώδης ακτινοβολία δεν μπορεί να παρατηρηθεί από το έδαφος. Τα διαστημικά τηλεσκόπια που παρατηρούν την υπεριώδη είναι το AstroSat, το Galaxy Evolution Explorer (GALEX), το Hubble Space Telescope, και το  Neil Gehrels Swift Observatory.

Επιπλέον διάβασμα στην υπεριώδη αστρονομία: NASA, Wikipedia

Εικόνα 6: Εικόνα του M101 (The Pinwheel Galaxy) από το GALEX. Η υπεριώδης ακτινοβολία αποτελεί το ίχνος που αφήνουν νεογέννητα μαζικά αστέρια, τα οποία σχηματίστηκαν κυρίως στους σπειδοειδείς βραχίονες. Ελάχιστη υπεριώδης ακτινοβολία παρατηρείται σε περιοχές του γαλαξία που υπάρχει έλλειψη μαζικών αστέρων. 
Image Credit: NASA/JPL-Caltech.

Ακτίνες X:

μήκος κύματος: 10 pm μέχρι 10 nm

συχνότητα: 3×1016 Hz μέχρι 3×1019 Hz

ενέργεια: 120 eV μέχρι 120 keV

Η εκπομπή ακτίνων X μπορεί να γίνει από θερμική εκπομπή από πολύ ζεστές πηγές όπως είναι οι αστέρες νετρονίων και η ακτινοβολία Bremsstrahlung (ή ακτινοβολία πέδησης) από το ζεστό αέριο στα σμήνη γαλαξιών. Οι ακτίνες X συχνά προέρχονται από προσαύξηση ή συγκέντρωση ύλης σε συμπαγή αντικείμενα, όπως οι μαύρες τρύπες που βρίσκονται είτε σε διπλά συστήματα ακτίνων Χ, είτε σε ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες.

Εξαιτίας του μικρού τους μήκους κύματος μπλοκάρονται από την ατμόσφαιρα της γης και παρατηρούνται κυρίως από το διάστημα. Ιστορικά παραδείγματα παρατήρησης ακτίνων X περιλαμβάνουν τα τηλεσκόπια Uhuru, Einstein και ROSAT. Πιο πρόσφατα τηλεσκόπια είναι  τα Chandra, XMM-Newton, NuSTAR και eROSITA.

Επιπλέον διάβασμα στις ακτίνες X: Chandra, NASA,

Εικόνα 7: Το βαθύ πεδίο του Chandra στις ακτίνες Χ, μεταξύ 0.5 και 8 keV. Τα χρώματα υποδηλώνουν διαφορετικό ενεργειακό εύρος: κόκκινο για 0.5-2 keV, πράσινο για 2-4 keV και μπλε για 4-8 keV. Σχεδόν όλες οι πηγές σε αυτή τη φωτογραφία είναι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες (AGN), ενεργούς προσαύξησης υπερμεγέθων μεγανών οπών. 
Image Credit: NASA/JPL.

Ακτίνες γ:

μήκος κύματος: μικρότερο από 10pm

συχνότητα: μεγαλύτερη από 3×1019 Ηz

ενέργεια: μεγαλύτερη από 120 keV

Τα φωτόνια ακτίνων γ έχουν μήκη κύματος συγκρινόμενα ή μικρότερα από το μέγεθος ενός ατόμου. Αυτό σημαίνει ότι πολλές διαδικασίες που παράγουν ακτίνες γ συνδέονται με την πυρηνική φυσική, όπως η γ διάσπαση. Η εξαΰλωση ζεύγους υψηλής ενέργειας ηλεκτρονίων και ποζιτρονίων μπορεί επίσης να παράξει ακτίνες γ. Επιπλέον, μερικές ακτίνες γ είναι το αποτέλεσμα της επιτάχυνσης φωτονίων χαμηλής ενέργειας από φαινόμενα όπως κρουστικά κύματα.

Πηγές ακτίνων γ αποτελούν συγκεκριμένα είδη ενεργών γαλαξιακών πυρήνων με σχετικιστικούς πίδακες, όπως επίσης συμπαγή διπλά συστήματα (διπλά συστήματα ακτίνων γ). Μια ακόμα μακρινή πηγή ακτίνων γ  είναι οι εκρήξεις ακτίνων γ (GRBs), που είναι μεταξύ των πιο ισχυρών εκρήξεων στο σύμπαν.

Μπορούν να παρατηρηθούν από το διάστημα από τηλεσκόπια όπως το Compton Gamma-ray Observatory, το International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) και το Fermi, αλλά και από τη Γη.

Επιπλέον διάβασμα στις ακτίνες γ : NASA, Wikipedia

Εικόνα 8: Εικόνα που αναπαριστά τον ουρανό όπως φαίνεται σε ακτίνες γ, όπως μετρήθηκε από το  Fermi telescope.  Image Credit: NASA/DOE/Fermi LAT Collaboration

Το παρόν άρθρο βασίζεται στο ακόλουθο άρθρο στα αγγλικά:

Guide to the Electromagnetic Spectrum in Astronomy

Μετάφραση και περαιτέρω ανάπτυξη: Κατερίνα Δήμα

Επιμέλεια κειμένου: Μάριος Καλομενόπουλος

Επιπλέον πηγές:

Αυτός ο οδηγός δεν αποτελεί μια πλήρη πηγή για το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα. Υπάρχουν πολλές άλλες εξαιρετικές πηγές επί του θέματος συμπεριλαμβανομένων των παρακάτω συνδέσμων (στα αγγλικά):

NASA – Imagine the Universe

NASA – Tour of the EM Spectrum

Space.com – What is the electromagnetic spectrum?

NAOJ – Multiwavelength Universe

Texas Gateway – Electromagnetic Spectrum and Components of the Universe

Wikipedia