Kort forklaring
Et spektrum er et billede, eller en graf, over fordelingen af bølgelængderne af noget lys.
Ved at se på spektret af eksempelvis en stjerne eller en galakse kan man lære helt utrolig meget om f.eks. objektets kemiske sammensætning, temperatur og bevægelse.
Relaterede artikler
Hvad er lys?
Det meste information vi får fra Universet kommer til os i form af lys*. Lys er en slags mellemting mellem partikler og bølger. Nogle gange giver det mest mening at tænke på det som partikler — som vi så kalder fotoner — og nogle gange giver det mest mening at tænke på det som bølger. Elektromagnetiske bølger, for at være mere specifik.
Fotoner er små pakker af energi. På sin vej gennem rummet svinger bølgerne frem og tilbage med en vis frekvens. Jo hurtigere de svinger, jo mere energi har fotonen. Alle fotoner bevæger sig med samme fart — "lysets hastighed". Det vil sige, at jo hurtigere de svinger, jo kortere afstand er der fra bølgetop til bølgetop. Denne afstand kaldes fotonens bølgelængde.
Energi kan f.eks. måles i Joule, erg, eller elektronvolt. Frekvens måles i Hertz, som betyder én svingning per sekund. Normalt svinger lyset ret hurtigt, så man bruger f.eks. millioner Hertz (megahertz; MHz) eller milliarder Hertz (gigahertz; GHz). Bølgelængder kan f.eks. måles i meter eller nanometer (nm), som er en milliardtedel af en meter. Astronomer bruger tit Ångström (Å), som er 1/10 af en nanometer.
* Vi får også information fra meteorer, noget stjernestøv samlet op af satelliter, lidt neutrinoer og kosmisk stråling, samt siden 2015, tyngdebølger.
To måder at se på
Grundliggende findes der to måder at observere lyset fra forskellige objekter på i astronomi:
Den ene måde er simpelthen at tage et billede, stort set ligesom med et almindeligt kamera; forskellen er bare et vi sætter kameraet i bunden af et sygt stort teleskop. Dette kaldes på engelsk imaging.
Den anden måde er spektroskopi. Her bruger man også et teleskop og et kamera, men inden lyset rammer kameraet, sætter man en ting ind, som afbøjer lyset. I gamle dage brugte man en prisme, men nu bruger man et slags gitter.
Og nu kommer det smarte: Når fotonerne bevæger sig fra ét medium til et andet, ændrer de retning. Men retningen er ikke ens for alle fotoner; jo kortere bølgelængde, jo mere afbøjes de.
Det vil altså sige, at de spredes ud i forskellige retninger, alt efter hvilken bølgelængde de har. Hvis man så tager et billede af lyset, vil man ikke længere kunne se selve objektet, fordi billedet er tværet ud over hele detektoren. Til gengæld kan man så se, hvor meget objektet lyser i blåt lys, rødt lys, osv.
Kredit: Harvest Records/Capitol Records/Hipgnosis/George Hardie.
Det elektromagnetiske spektrum
Men farver som rød og blå er kun en lille bitte del af hele det elektromagnetiske spektrum. Det lys som mennesker kan se er sandsynligvis bestemt af, at det er dét område vores Solen lyser mest i (og som kan slippe gennem vores atmosfære).
Den længste bølgelængde vi kan se, er det røde lys. Hvis lysets bølgelængde bliver længere, kalder vi det infrarødt lys. Din krop gløder faktisk i infrarødt lys. I astronomiske sammenhænge udsendes det f.eks. af stjernestøv og forskellige molekyler.
Bliver bølgelængden endnu længere, kommer vi ind i mikrobølge-området, som du kan bruge til at varme lasagnen fra i går op med. En hel gren af kosmologien er dedikeret til at studere noget meget vigtigt lys kaldet den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, udsendt kort tid efter Big Bang.
De allerlængste bølgelængder kaldes radiobølger. Gladsaxesenderen sender P3 ved 93.9 MHz, din telefon opererer i GHz-området, og kvasarer udsender radio-jets ud fra en galakse, som er lige så store som galaksen selv.
Hvis vi går den anden vej, mod det mere energirige lys, ligger det ultraviolette lys ude ved de bølgelængder som er kortere end de korteste vi kan se. Solens UV-lys gør dig solskoldet, og gigantiske brintskyer i fjerne galakser udsender Lyman α-lys, som også ligger i dette område.
Kortere bølgelængder kaldes røntgenstråler, som kan vise om du har brækket kravebenet, og som udsendes af millioner af grader varm gas, som ligger mellem galakserne i galaksehobe.
Det allermest energirige lys kaldes gammastråler. De kommer f.eks. fra atombomber og de kraftigste eksplosioner i Universet; de såkaldte gammaglimt.
Kredit: Chemistry Library.
Grafisk afbildning af spektret
Et spektrum er altså et billede af et objekts lys, fordelt ikke efter hvor det udsendes fra (sådan som et normalt billede er), men efter hvilken bølgelængde det har. Hvis man vil foretage videnskabelig målinger, er det dog ikke nok bare at se på sådan et billede.
Vi vil gerne måle, præcis hvor meget lys der er i de forskellige bølgelængdeområder — altså hvilken værdi der er i de enkelte pixels i detektoren. Disse værdier kan så plottes som en graf. "Hvor meget lys" kaldes mere formelt lysets intensitet. Med ordet "spektrum" tænker man normalt på grafen, og ikke selve billedet.
En forskel på detektoren i et almindeligt kamera og et teleskops kamera er, at hvor et almindeligt kamera har pixels der er følsomme i tre forskellige bølgelængdeområder (rød, grøn og blå), er teleskopets følsomt for alle fotoner (i et bredt interval). Det registrerer altså bare "lys vs. mindre lys vs. ingen lys", og billederne bliver derfor sort/hvide. Så kan man altid lave det om til farver, hvis man har lyst til dét.
På billederne her ses nogle (hjemmelavede) eksempler på, hvordan nogle spektrer ser ud, når de repræsenteres grafisk. Selve billederne er altså sort/hvide, men jeg har lavet en lille stribe med de tilsvarende farver, bare for hyggens skyld.
Midten: Hvis spektret (af et lidt urealistisk objekt) faldt kraftigt hen mod det røde lys, kunne det se sådan her ud. Nederst: Hvis hele det grønne område var undertrykt (endnu mere urealistisk), kunne det se sådan her ud.
Absorption og emission
Lyset fra et objekt kommer normalt fra atomerne, og de forskellige atomer udsender — eller "emitterer" — lys med helt bestemte bølgelængder. Hvert grundstof har så at sige sit eget "fingeraftryk". Ved at studere spektret, kan man derfor se hvad dét man kigger på består af. Det gælder uanset om man kigger på en lampe foran én, en stjerne der ligger 10 lysår væk, eller an galakse der ligger ti milliarder lysår væk (selvom det godt nok bliver sværere, jo længere væk det er).
De samme bølgelængder som atomerne udsender lys ved, kan se også absorbere lys ved. Atomer består af en positivt ladet kerne, med negative elektroner omkring. Disse elektroner kan ligge i forskellige energitilstande. Det svarer lidt til, at planeterne kan ligge i forskellige afstande fra Solen.
Hvis en elektron i atomet falder fra en høj energitilstand, til en lavere, udsendes forskellen i energi mellem de to tilstande som en foton. Og omvendt: hvis en foton med en energi der svarer næsten præcist til energiforskellen mellem to tilstande rammer et atomer i den lave energitilstand, kan den blive absorberet Så ophører fotonen med at eksistere, og energi går til at sparke elektronen op i den højere tilstand.
Klik på -ikonet for at se processen.
Planck-spektrum
Hvis man har en samling af en masse atomer — f.eks. en stjerne, en gassky, eller din krop — vil dét at det har en temperatur få atomerne til hele tiden at støde sammen, hvorved de exciteres og udsender fotoner. Det samlede spektrum fra et legeme i såkaldt termodynamisk ligevægt viser hvilken temperatur legemet har.
Sådan et spektrum, som kun er formet af legemets temperatur, kaldes et "Planck-spektrum", og det ser ens ud ligemeget hvad legemet er lavet af; Man kan altså ikke se forskel på spektret af vores Sol, som er ca. 6000 grader varm, og et stykke jern som varmes op til samme temperatur.
Spektrallinier
Men ofte foregår der alle mulige processer som gør, at et observeret spektrum ikke bare er et Planck-spektrum. Stjerner har et spektrum der er ret tæt på, men hvis der nu ligger en gassky mellem os og stjernen, vil skyen absorbere noget af stjernens "kontinuum" af lys. Så kommer der nogle mørke linier i spektret ved nogle helt bestemte bølgelængder. I den grafiske afbildning vil der så være nogle skarpe "dyk" i grafen.
Disse linier kaldes absorptionslinier.
Når elektronerne henfalder igen, udsendes lys med samme bølgelængde. En brøkdel af dem udsendes i samme retning som de havde før de blev absorberet; de fleste udsendes i alle mulige andre retninger. Hvis vi, i stedet for at kigger på "kontinuums-kilden" — altså stjernen — kun kigger på gasskyen, vil vi se det modsatte af før, nemlig klare linier ved de bestemte bølgelængde.
Disse linier kaldes emissionslinier.
Hvis man observerer f.eks. en galakse, vil spektret være en blanding af gas og stjerner med forskellige temperaturer, støv, absorptions- og emissionslinier, samt andre processer som f.eks. "synkrotronstråling".
Liniernes præcise form kan desuden afsløre om gassen f.eks. er turbulent, om en galakse roterer eller blæser gas ud i det intergalaktiske medium, osv.. Linierne kan også være rødforskudt, hvilket fortæller os hvordan det vi observerer bevæger sig, hvor langt væk en galakse er, m.m.
Ved at studere sådan et spektrum kan man altså lære utrolig meget om galakser og alle mulige andre spændende ting i Universet.
