Ακολουθώντας το φάσμα: Γιατί χρειαζόμαστε παρατηρήσεις σε διαφορετικά μήκη κύματος;

Η παρατήρηση στην αστροφυσική και την κοσμολογία έχει ως βασικό της στόχο τη συλλογή του φωτός που προέρχεται από διάφορες αστρονομικές πηγές.

Η έννοια του φωτός στις επιστήμες συχνά προκαλεί σύγχυση. Όταν αναφέρουμε ότι ένα αντικείμενο είναι ιδιαίτερα φωτεινό, αναμένεται να μας ρωτήσουν «Πού;», εννοώντας σε ποια περιοχή του φάσματος. Στην καθομιλουμένη εννοούμε λαμπρό στον ουρανό, δηλαδή λαμπρό στο οπτικό φάσμα με το οποίο είναι εξοικειωμένο το ανθρώπινο μάτι. Μία αστρονομική πηγή όμως αναμένεται να ακτινοβολεί σε μεγάλος εύρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, από τις ακτίνες γ και Χ υψηλών ενεργειών έως και το ραδιοφωνικό φάσμα.

Τι πληροφορίες όμως λαμβάνουμε από την παρατήρηση μίας αστρονομικής πηγής σε διαφορετικές περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος;

Για να απαντήσουμε ας σκεφτούμε ότι επιθυμούμε να μελετήσουμε ένα σύνθετο αστρονομικό στόχο: ένα σύστημα αποτελούμενο από αστέρες, αλλά και μεσοαστρική ύλη, σκόνη και αέριο, δηλαδή ένα γαλαξία. Σε έναν τυπικό γαλαξία (όπως ο Γαλαξίας μας), συνυπάρχουν νεαρά και γηραιά άστρα, μεσοαστρική ύλη που καταρρέει και δημιουργεί νέα άστρα, καθώς και μεσοαστρική ύλη που εκτινάσσεται από εκρήξεις σουπερνόβα.

Ας συλλέξουμε τώρα την ακτινοβολία του σε διάφορες φασματικές περιοχές:

Οπτικό φάσμα: Η περιοχή ακτινοβολιών που ανιχνεύει το ανθρώπινο μάτι. Παρατηρώντας και απεικονίζοντας ένα γαλαξία σε αυτή τη φασματική περιοχή συλλέγουμε φως που εκπέμπεται από αστρικούς πληθυσμούς του γαλαξία. Αν όμως ένας γαλαξίας είναι άφθονος σε μεσοαστρική σκόνη, η αστρική ακτινοβολία θα απορροφάται σε ένα σημαντικά μεγάλο ποσοστό της. Για παράδειγμα, σκοτεινές περιοχές απορρόφησης θα εμποδίζουν τη θέαση του γαλαξία σε μεγάλο βάθος.

Υπεριώδες φάσμα: Φασματική περιοχή πλησίον του οπτικού. Ισχυροί πομποί υπεριώδους ακτινοβολίας είναι οι αστέρες μικρής ηλικίας που έχουν σχηματιστεί πρόσφατα, αλλά και αστέρες που βρίσκονται στα τελευταία στάδια της εξέλιξής τους. Και αυτή η ακτινοβολία θα εμποδίζεται σε περιοχές με άφθονη μεσοαστρική σκόνη.

Υπέρυθρο φάσμα: Η σκόνη του γαλαξία απορροφά την αστρική ακτινοβολία, θερμαίνεται, και επανεκπέμπει στην υπέρυθρη φασματική περιοχή. Στο κοντινό υπέρυθρο (υπέρυθρες συχνότητες πλησίον του οπτικού) ανιχνεύουμε την εκπομπή της θερμής σκόνης αλλά και ακτινοβολία προερχόμενη από σχετικά ψυχρούς γίγαντες αστέρες, η οποία μάλιστα σε αυτά τα μήκη κύματος δεν παρουσιάζει σημαντική απορρόφηση. Στο μακρινό υπέρυθρο μπορούμε να ανιχνεύσουμε την ψυχρή σκόνη του γαλαξία.

Ραδιοφωνικό φάσμα: Ένας γαλαξίας είναι επιπλέον ισχυρή πηγή ραδιοφωνικής εκπομπής. Η κύρια προέλευση αυτής της εκπομπής στις χαμηλές συχνότητες είναι άρρηκτα συνδεδεμένη με το μαγνητικό του πεδίο. Η απεικόνιση της ακτινοβολίας του σε αυτή τη φασματική περιοχή μας καταδεικνύει τις περιοχές του όπου ηλεκτρόνια επιταχύνονται σε σπειροειδείς τροχιές και με πολύ υψηλές ταχύτητες λόγω του γαλαξιακού μαγνητικού πεδίου. Σε υψηλότερες συχνότητες του ραδιοφωνικού φάσματος η ακτινοβολία προέρχεται από τις ιονισμένες περιοχές του γαλαξία (μεσοαστρική ύλη σε κατάσταση πλάσματος). Πρόκειται για τις περιοχές με την εντονότερη γέννηση νέων άστρων.

Φάσμα ακτίνων Χ: Ένας τυπικός γαλαξίας ακτινοβολεί στις ακτίνες Χ λόγω της περιεκτικότητάς του σε εξαιρετικά θερμό αέριο (θερμοκρασίας εκατομμυρίων βαθμών Kelvin!). Η θέρμανση του αερίου συνδέεται με φαινόμενα όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα και η πτώση υλικού στη μελανή οπή που φιλοξενεί στο κέντρο του.

Φάσμα ακτίνων γ: Τέτοια εντυπωσιακά αστρονομικά φαινόμενα, όπως οι εκρήξεις σουπερνόβα και οι μελανές οπές, ή οι αστέρες νετρονίων και οι συγκρούσεις ουράνιων σωμάτων, εκμπέπουν ακτίνες γ υψηλών ενεργειών, η ανίχνευση των οποίων μας επιτρέπει να τα ιχνηλατήσουμε. Οι ακτίνες γ παράγονται κατά την αλληλεπίδραση κοσμικών ακτίνων με το μεσοαστρικό αέριο, κατά τις εκρήξεις σουπερνόβα αλλά και κατά την κίνηση ηλεκτρονίων με σχετικιστικές ταχύτητες (συγκρίσιμες με την ταχύτητα του φωτός) στο μαγνητικό πεδίο του γαλαξία.

Συνδυάζοντας παρατηρήσεις από διαφορετικές φασματικές περιοχές όπως τις παραπάνω, αλλά και από φασματικές γραμμές εκπομπής με τη βοήθεια των οποίων μπορούμε να ανιχνεύσουμε συγκεκριμένα χημικά στοιχεία (όπως το ατομικό υδρογόνο από τη γραμμή 21 εκατοστών) είμαστε σε θέση να χαρτογραφήσουμε τις διάφορες φυσικές διεργασίες που λαμβάνουν χώρα στο εσωτερικό του Γαλαξία και επομένως, να μελετήσουμε την εξέλιξή του. Ως παράδειγμα, στην παρακάτω εικόνα απεικονίζεται ο Γαλαξίας μας σε αντιπροσωπευτικά μήκη κύματος.