1. No category

Valo ja muu sähkömagneettinen säteily
Valon luonne
Valon luonne on yksi kvanttimekaniikan omituisuuksista. Joissakin tilanteissa valo k¨
aytt¨aytyy kuin aaltoliike, toisissa kuin hiukkaset.
Valoaallot eiv¨at tarvitse v¨
aliainetta (toisin kuin a¨¨aniaallot).
Valohiukkanen eli fotoni on massaton ja varaukseton hiukkanen.
Fotonit etenev¨at tyhji¨oss¨a aina samalla nopeudella, c = 299 792 458 metri¨
a sekunnissa.
Valon toinen omituisuus: Suhteellisuusteorian mukaan nopeus on aina sama riippumatta
valonl¨
ahteen tai havaitsijan omasta liikkeest¨
a.
V¨aliaineessa valon nopeus hidastuu: jos aineen taitekerroin on n, valon nopeus on c/n.
Tyhji¨oss¨a n = 1 ja v¨
aliaineissa aina ykk¨
ost¨
a suurempi.
Suhteellisuusteorian mukaan mik¨a¨an ei voi liikkua nopeammin kuin valon nopeus tyhji¨oss¨a.
Fotonilla on aina tietty energia. Energia on sit¨a suurempi, mit¨a lyhempi on s¨
ateilyn aallonpituus:
E = hν =
hc
,
λ
miss¨
a ν on s¨
ateilyn taajuus, λ aallonpituus ja h Planckin vakio, h = 6.6256 × 10−34 Js.
Sinisen valon fotoneilla on suurempi energia kuin punaisen valon fotoneilla. Ultraviolettivalon fotonien energia on viel¨a suurempi. Lyhytaaltoisen s¨
ateilyn vaarallisuus johtuu sen
fotonien suuresta energiasta. Suurienerginen fotoni voi mm. rikkoa molekyylej¨
a ja siten
vaikuttaa perint¨
otekij¨oihin.
N¨akyv¨
a¨a valoa lyhempiaaltoiset gamma-, r¨
ontgen- ja ultraviolettis¨ateily sek¨
a pitempiaaltoiset infrapuna-, mikroaalto- ja radios¨ateily ovat aivan samanlaista s¨
ahk¨
omagneettista s¨
ateily¨a kuin n¨
akyv¨
a valokin. Ainoa ero on aallonpituus.
Eri nimet johtuvat historiallisista syist¨
a ja erilaisista havaintomenetelmist¨
a.
N¨akyv¨
an valon aallonpituuden yksikk¨on¨
a tavallisesti nanometri (nm), millimetrin miljoonasosa.
Vanhemmassa t¨ahtitieteen kirjallisuudessa my¨
os ˚
Angstr¨om (˚
A), joka on 0,1 nm (10−10 metri¨
a).
Ilmakehän vaikutus
- Vain osa s¨
ateilyst¨
a p¨
a¨asee ilmakeh¨an l¨
api.
- Ilmakeh¨an v¨
areily haittaa havaintoja.
- Ilmakeh¨a taittaa valoa (refraktio), mink¨a vuoksi kohteet n¨
akyv¨
at todellista korkeammalla.
700 nm
oranssi
punainen
600 nm
vihreä
sininen
violetti
keltainen
500 nm
400 nm
näkyvä valo
gammasäteily
röntgensäteily
ultravioletti
infrapunasäteily
mikroaallot
radioaallot
Auringon säteilyjakauma
100%
50%
ilmakehän läpäisykyky
hapen ja typen
otsonin
absorptio
absorptio
vesihöyryn
absorptio
0%
optinen infrapunaikkuna ikkuna
10 m
1m
100 mm
10 mm
1 mm
100 µm
10 µm
1 µm
100 nm
10 nm
1 nm
0.1 nm
0.01 nm
0.001 nm
aallonpituus
radioikkuna
T¨ahtikartat (ylin kuva) esitt¨
av¨at kaikki tietty¨
a rajaa kirkkaammat t¨
ahdet. Ilmakeh¨a himment¨
a¨a matalalla n¨
akyvien t¨
ahtien valoa (keskell¨a). Lis¨
aksi taustataivas voi olla vaalea
muiden valon l¨
ahteiden vuoksi (alakuva).
itä
etelä
länsi
Kasvihuoneilmi¨o: Maanpinta absorboi Auringon s¨
ateily¨a ja s¨
ateilee saamansa energian takaisin l¨
ahinn¨a pitk¨
aaaltoisena l¨
amp¨os¨
ateilyn¨a. T¨am¨
a s¨
ateily j¨
a¨a ilmakeh¨an vangiksi kasvihuonekaasujen vuoksi.
Otsonikadon seurauksena ilmakeh¨an l¨
api p¨
a¨asee yh¨
a lyhempiaaltoista uv-s¨
ateily¨a.
1.0
DNA:n absorptio
säteilyteho
0.1
0.01
0.001
0.0001
UV−C
UV−B
UV−A
0.00001
aallonpituus [nm]
250
300
350
Gamma-, r¨
ontgen- ja lyhytaaltoisinta uv-s¨
ateily¨a voidaan havaita vain satelliittien avulla.
Samoin mikroaaltos¨ateily¨a.
Kuvissa n¨
am¨
a aallonpituudet voidaan koodata eri v¨
areiksi.
Ilmakeh¨
an v¨
areily: Ilmakeh¨an py¨
orteily saa t¨
ahtien kuvat tuikkimaan. Valokuvissa t¨
ahdet levi¨av¨at seeing-kiekoiksi.
Refraktio: Esimerkiksi horisontissa n¨
akyv¨
a Aurinko on todellisuudessa jo horisontin alapuolella. Auringon alareunasta tuleva s¨
ade taittuu ilmakeh¨ass¨a enemm¨
an kuin yl¨
areunasta
tuleva, joten Aurinko n¨
akyy litistyneen¨a.
Auringon
näennäinen
suunta
Auringon
todellinen
suunta
Magnitudit
T¨ahden kirkkautta kuvaava suure on magnitudi.
Aikoinaan Hipparkhos jakoi t¨
ahdet kuuteen luokkaan: kirkkaimmat kuuluivat 1. luokkaan
ja himmeimm¨at paljain silmin n¨
akyv¨
at 6. luokkaa.
1800-luvulla magnitudit m¨
a¨ariteltiin t¨
asm¨allisesti s¨
ateilytehon avulla niin, ett¨
a ne vastaavat suunnilleen Hipparkhoksen suuruusluokkia.
Mit¨
a suurempi magnitudi, sit¨a himme¨ampi kohde.
Asteikko on logaritminen: 5 magnitudin erotus vastaa 100-kertaista s¨
ateilytehoa.
Aurinko -27
T¨aysikuu -12,5
Venus -4,5
Sirius -1,44
Vega 0,03
Pohjant¨ahti 1,97
S¨
ateilyteho voidaan mitata erilaisten suotimien l¨
api, jolloin saadaan erilaisia magnitudeja.
Tavallisimpia ovat V (visual, vastaa suunnilleen silm¨
a¨a), B (blue, sininen), R (red, punainen).
N¨
aenn¨
ainen magnitudi kertoo, miten kirkkaalta t¨
ahti n¨
aytt¨a¨a. Siihen vaikuttaa todellisen
s¨
ateilytehon lis¨aksi my¨
os et¨
aisyys ja v¨
aliss¨
a oleva valoa himment¨av¨a aine.
Absoluuttinen magnitudi kuvaa todellista s¨
ateilytehoa. Se on magnitudi, jos kohdetta havaitaan tietylt¨
a vakioet¨
aisyydelt¨
a (10 parsekia eli 32,6 valovuotta). Auringon absoluuttinen
magnitudi on 4,8.
S¨
ateilyteho heikkenee k¨
a¨ant¨
aen verrannollisena et¨
aisyyden neli¨
o¨on.
r
A
2r
4A
Spektrit
Spektrografilla valo voidaan hajottaa eri v¨
areiksi eli spektriksi.
Spketriss¨a voi olla kaikkia v¨
arej¨a sis¨
alt¨
av¨a jatkuva spektri ja ymp¨arist¨o¨a¨an tummempia (tai
kirkkaampia) kapeita spektriviivoja).
rako
prisma
punainen
vihreä
violetti
ilmaisin
Dopplerin ilmi¨
o
Jos valonl¨
ahteen ja havaitsijan et¨
aisyys muuttuu, havaittu s¨
ateilyn aallonpituus poikkeaa
alkuper¨aisest¨
a aallonpituudesta.
Et¨
a¨antyv¨
an t¨ahden spektriss¨a esiintyv¨
at spektriviivat siirtyv¨
at kohti spektrin pitempiaaltoista p¨
a¨at¨a (punasiirtym¨
a). Vastaavasti havaitsijaa l¨
ahestyv¨
an kohteen spektriviivat siirtyv¨
at kohti sinist¨
a (sinisiirtym¨
a).
My¨
os kaukaisten galaksien spektreiss¨
a n¨
akyy punasiirtymi¨a, joita ei kuitenkaan voi tulkita
Dopplerin ilmi¨on avulla kuin osittain, vaan ne johtuvat maailmankaikkeuden laajenemisesta.
T¨ahden py¨
oriess¨
a sen toinen reuna l¨
ahestyy havaitsijaa, jolloin spektriviivat siirtyv¨
at kohti
spektrin sinist¨
a p¨
a¨at¨a. Toinen reuna et¨
a¨antyy, ja sen viivat siirtyv¨
at kohti punaista. Havaittu spektriviiva on n¨
aiden viivojen summa.
Havaittu viiva on teoreettista viivaa leve¨
ampi. Leveneminen riippuu t¨
ahden py¨
orimisnopeudesta.
Leveneminen riippuu my¨
os havaitsijan ja py¨
orimisakselin suunnasta. T¨ahtien py¨
orimisnopeuksia voidaan kuitenkin tutkia tilastollisesti.
+
+
+
+
=
T¨ahden spektriviivojen profiilit muuttuvat t¨
ahden py¨
oriess¨
a. Viivaprofiilien muotojen avulla voidaan kartoittaa t¨
ahden pinnan l¨
amp¨otilajakaumaa.
Polarisaatio
S¨
ahk¨
omagneettinen s¨
ateily on poikittaista aaltoliikett¨
a, jossa s¨
ahk¨
okentt¨
a ja magneettikentt¨a v¨
ar¨ahtelev¨
at kohtisuorassa toisiaan ja s¨
ateilyn etenemissuuntaa vastaan.
Jos v¨
ara¨ahtelyt eiv¨at jakaudu tasaisesti etenemissuuntaa vastaan kohtisuorassa tasossa, s¨
ateily on polarisoitunutta.
Jos s¨
ahk¨
okentt¨a v¨
ar¨
ahtelee vain yhdess¨
a tasossa, s¨
ateily on lineaarisesti polarisoitunutta.
Jos s¨
ahk¨
okent¨an suuntaa kiert¨a¨a ympyr¨
a¨a, s¨
ateily on ympyr¨
apolarisoitunutta.
B
E
Sironta
Sironnassa atomi absorboi fotonin ja emittoi sen v¨
alitt¨
om¨
asti, mutta yleens¨a alkuper¨aisest¨
a
poikkeavaan suuntaan.
Sironta on sit¨a voimakkaampaa mit¨a lyhempi on s¨
ateilyn aallonpituus (∝ 1/λ4 ). Auringon
valosta siroaa eniten sinist¨
a valoa, ja siksi
(1) sinist¨
a valoa n¨
aytt¨a¨a tulevan kaikkialta taivaalta ja taivas on sininen,
(2) laskeva Aurinko on punainen.
Taivaalta tuleva sironnut valo on polarisoitunutta, voimakkaimmin alkuper¨aist¨
a s¨
ateily¨a
vastaan kohtisuorissa suunnissa.
Säteilymekanismit
Atomien s¨
ateily
S¨
ahk¨
omagneettista s¨
ateily syntyy hiukkasen (elektronin, atomin tai molekyylin) energiatilan muuttuessa. Jos hiukkasen energia pienenee m¨
a¨ar¨
all¨
a ∆E, se emittoi (l¨
ahett¨a¨a) s¨
ahk¨
omagneettisen s¨
ateilyn fotonin, jonka taajuus ν saadaan yht¨
al¨
ost¨
a
∆E = hν,
Vastaavasti jos hiukkanen absorboi (vastaanottaa) fotonin, jonka taajuus on ν, sen energia
kasvaa m¨
a¨ar¨
an ∆E = hν.
Ydint¨
a kiert¨avien elektronien energia E ei voi olla mik¨a tahansa, vaan se voi saada vain
tietyt alkuaineelle ominaiset arvot Ei eli energiatilat ovat kvantittuneet. Atomi voi siten
emittoida tai absorboida s¨
ateily¨a vain sellaisilla taajuuksilla, jotka vastaavat kahden energiatilan erotusta.
N¨ain syntyy alkuaineen viivaspektri. Hehkuvalla kaasulla, jonka paine ei ole kovin suuri,
on t¨allainen diskreetti emissiospektri. Jos kylm¨a¨a kaasua katsotaan vasten valkeaa valoa,
jonka spektri on jatkuva, n¨
ahd¨
a¨an a¨skeisiss¨
a emissiokohdissa tummat viivat: saadaan diskreetti absorptiospektri.
a)
−
−
−
+
+
+
perustila
viritystila korkeampi viritystila
b)
−
−
absorptio
+
+
atomi
virittyy
c)
−
−
absorptio
+
d)
+
−
−
emissio
+
+
viritys
laukeaa
e)
−
ionisaatio
−
+
+
Matalassa l¨
amp¨otilassa useimmat atomit ovat matalimmassa energiatilassa, perustilassa.
Korkeammat tilat ovat viritystiloja eli eksitaatiotiloja; siirtymist¨
a korkeammalle tilalle sanotaan virittymiseksi (eksitaatioksi).
Kullakin viritystilalla on sille ominainen keskim¨
a¨ar¨
ainen elinik¨
a, jonka kuluttua viritys laukeaa itsest¨
a¨an, eli tapahtuu spontaani emissio. Normaalisti viritystilojen elini¨
at ovat hyvin
−8
lyhyit¨
a, tyypillisesti 10 sekunnin luokkaa.
Siirtym¨
a alasp¨ain voi tapahtua my¨
os s¨
ateilyn vaikutuksesta (indusoitu eli stimuloitu emissio). Spontaani emissio tapahtuu isotrooppisesti joka suuntaan ja satunnaisin vaihe-eroin,
ts. s¨
ateily on ep¨akoherenttia. Indusoitu emissio sit¨a vastoin tapahtuu laukeamisen aiheuttaneen s¨
ateilyn etenemissuuntaan ja tietyll¨
a vaihe-erolla siihen n¨
ahden, joten indusoitu s¨
ateily on koherenttia.
Jos elektroni saa virityksess¨a tarpeeksi energiaa, elektroni irtoaa atomista eli atomi ionisoituu. Toisin kuin virityksess¨a, ovat nyt kaikki energian arvot sallittuja. Ylij¨
a¨av¨a osa muuttuu elektronin liike-energiaksi. K¨
a¨anteinen tapahtuma, jossa vapaa elektroni siirtyy takaisin ydint¨a kiert¨av¨alle radalle, on rekombinaatio.
Vetyatomi
Vetyatomi on yksinkertaisin atomi. Se koostuu protonista ja sit¨a kiert¨av¨ast¨
a elektronista.
Bohrin mallin mukaan elektroni kiert¨a¨a protonia ympyr¨
aradalla.
Kvanttimekaanisesti tulkittuna elektronia kuvaa seisova aalto ja ”radan” pituuden on oltava elekronin de Broglien aallonpituuden λ = h
¯ /p monikerta, miss¨
a ¯h = h/2π ja p elektronin
liikem¨a¨ar¨
a.
Bohrin toinen postulaatti sanoo, ett¨
a sallittuja ratoja kiert¨av¨a elektroni ei emittoi s¨
ateily¨a.
S¨
ateily¨a emittoituu vain kun elektroni siirtyy korkeammalta energiatilalta matalammalle.
Kun laukeaminen tapahtuu perustilaan, saadaan Lymanin sarja, joka on kokonaan ultraviolettialueella. N¨akyv¨
an valon alueella oleva Balmerin sarja syntyy siirtymiss¨
a En → E2 .
Historiallisista syist¨
a Balmerin sarjan viivoja merkit¨
a¨an yleens¨a symboleilla Hα , Hβ , Hγ
jne.
91.2 nm
E [eV]
0
–0.54
–0.85
–1.51
–3.39
–13.60
364.7 nm
H40
Balmerin
epäjatkuvuus
121.6 nm
102.6 nm
97.2 nm
Lymanin sarja
H30
Balmerin sarja
656.3 nm
486.1 nm
434.1 nm
410.2 nm
Hα
Hβ
Hγ
Hδ
364.7 nm
H20
1875 nm
1282 nm
Paschenin sarja
821 nm
4.05 µm
2.63 µm
Brackettin sarja
1.46 µm
7.46 µm
2.28 µm
Pfundin sarja
n
∞
5
4
3
2
1
H15
373.5 nm
Bohrin atomimallissa elektronin tilan kuvaamiseen riitt¨
a¨a radan koko. T¨am¨
a selitt¨
a¨a kuitenkin vain yksielektronisen atomin p¨
a¨apiirteet. Kvanttimekaniikassa elektronin tilan m¨
a¨ar¨
a¨av¨at nelj¨
a kvanttilukua.
Elektronin tila atomissa ei voi muuttua mielivaltaisesti toiseksi. Siirtymi¨a tilasta toiseen
rajoittavat er¨aist¨
a s¨
ailymislaeista seuraavat valintas¨a¨ann¨
ot. Ne kertovat, mitk¨a kvanttilukujen muutokset siirtym¨
ass¨a ovat mahdollisia.
Joidenkin siirtymien todenn¨
ak¨oisyydet ovat muita paljon pienempi¨
a, ja niit¨a sanotaan kielletyiksi siirtymiksi. Spektriviivat, jotka syntyv¨
at t¨
allaisissa siirtymiss¨
a, ovat kiellettyj¨
a viivoja. Siirtym¨
an todenn¨
ak¨oisyys on niin pieni, ettei sit¨a normaaleissa olosuhteissa ehdi tapahtua ennen kuin elektroni siirtyy t¨
orm¨
aysten vaikutuksesta pois kyseisest¨
a tilasta. Kiellettyj¨
a viivoja voi synty¨
a vain, jos kaasu on hyvin harvaa (kuten revontulissa ja planetaarisissa sumuissa).
Kiellettyj¨
a viivoja merkit¨
a¨an hakasuluilla. Esimerkiksi Lyyran rengassumun vihre¨
a v¨
ari on
per¨aisin kahdesti ionisoituneen hapen kielletyist¨a viivoista [OIII].
Vetyatomin elektronin ja ytimen spinit (”py¨
orimissuunnat”) voivat olla joko samansuuntaiset tai vastakkaissuuntaiset. Edellisen tilan energia on 0.000 0059 eV suurempi kuin j¨
alkimm¨aisen. Valintas¨a¨ant¨
ojen mukaan kyseess¨
a on siirtym¨
a, jonka siirtym¨
atodenn¨
ak¨oisyys
6
on hyvin pieni; ylemm¨
an tilan keskim¨
a¨ar¨
ainen elinik¨
a on 11 × 10 vuotta. Tavallisissa tiheyksiss¨
a t¨orm¨
aykset ehtiv¨at muuttaa tilan ennen kuin s¨
ateilysiirtym¨
a tapahtuu. T¨ahtienv¨
alisess¨a avaruudessa vedyn tiheys on kuitenkin niin pieni ja kokonaism¨a¨ar¨
a niin suuri, ett¨
a
siirtym¨
a havaitaan.
T¨am¨
an 21 cm:n s¨
ateilyn avulla on kartoitettu Linnunradan neutraalin vedyn jakauma.
E
spinit
samansuuntaiset
protoni
E↑↑
elektroni
spinit
vastakkaissuuntaiset
∆E = 5.87 × 10−6 eV
λ = 21.0 cm
E↑↓
Molekyylien spektrit
Atomin energiatilan m¨
a¨ar¨
a¨av¨at elektronien tilat. Molekyylin atomit voivat lis¨aksi v¨
ar¨
ahdell¨a tasapainoaseman molemmin puolin ja molekyyli voi py¨
ori¨
a.
Per¨akk¨aisten v¨
ar¨
ahtelytilojen v¨
alinen siirtym¨
a on tyypillisesti infrapuna-alueella ja py¨
orimistilojen v¨
alinen siirtym¨
a mikroaaltoalueella.
Erilaiset siirtym¨
at aiheuttavat molekyylille tyypillisen vy¨
ospektrin, jossa on pienell¨a aallonpituusalueella suuri joukko viivoja.
CO
Hiilimonoksidin CO spektri v¨
alill¨
a 430–670 nm.
650 [nm]
_
_
_
_
_
_
_
_
_
_
_
600
_
_
_
_
_
550
_
_
_
_
_
500
_
_
_
_
450
Mustan kappaleen säteily
Musta kappale absorboi kaiken s¨
ateilyn ja j¨
alleen emittoi sen kokonaan.
Mustan kappaleen s¨
ateily ei riipu lainkaan kappaleen muodosta eik¨a materiaalista, vaan ainoastaan l¨
amp¨otilasta. Kutakin l¨
amp¨otilaa vastaa tietty s¨
ateilyn jakauma, joka noudattaa
Planckin s¨
ateilylakia.
säteilyteho
Aurinko 5800 K
5000 K
4000 K
3000 K
500 nm
1000 nm
aallonpituus
L¨amp¨otilan kasvaessa maksimi-intensiteetti¨a vastaava aallonpituus pienenee samalla kun
kokonaisintensiteetti (joka on k¨
ayr¨
an alle j¨
a¨av¨a pinta-ala) kasvaa.
Maksimi-intensiteetti¨
a vastaava aallonpituus λmax saadaan Wienin siirtym¨
alaista:
λmax T = 0.0028978 K m.
T¨
ahden s¨
ateilyteho
Mustan kappaleen s¨
ateilem¨
an energiavuon tiheys isotrooppiselle s¨
ateilylle on
F = σT 4 .
T¨am¨
a on Stefanin-Boltzmannin laki ja vakio σ (= πA) on Stefanin-Boltzmannin vakio,
σ = 5.67 × 10−8 Wm−2 K−4 .
Jos t¨ahden s¨
ade on R, sen pinta-ala on 4πR2 , ja jos sen s¨
ateilem¨
an energiavuon tiheys on
F , t¨ahden koko s¨
ateilyteho on
L = 4πR2 F.
Jos t¨ahte¨a pidet¨
a¨an mustana kappaleena, on
L = 4πσR2 T 4 .
S¨
ateilyteho kasvaa siis hyvin nopeasti l¨
amp¨otilan mukana.