Kysymyksiä Auringosta

K. Miten voidaan tietää mistä aineista Aurinko koostuu?

Aurinko näkyvässä valossa. Kuva © Kari A. Kuure.

V. Auringosta emme voi käydä noutamassa näytettä, joten sen kemiallisen koostumuksen selvittämiseksi täytyy käyttää muita menetelmiä. Tämä menetelmä on nimeltään spektrometria ja tutkimuslaitteet ovat spektrometrejä tai nykyisin spektrografeja.

Auringonvalo voidaan spektrimetrisin menetelmin hajottaa siten, että yksittäiset spektriviivat tulevat näkyviin^[1]. Valo on peräisin Auringon hehkuvista kaasuista^[2]. 

Kaikki aineet säteilevät kaiken aikaa lämpötilasta ja aineen kemiallisesta rakenteesta määräytyvällä tavalla sähkömagneettisen säteilyn (valon) aallonpituuksia. Yksittäisiä aallonpituuksia kutsutaan spektriviivoiksi, sillä säteily tapahtuu vain tietyillä taajuuksilla (aallonpituuksilla). Laboratoriossa on havaittu vedyn säteilevän ainakin 17 eri aallonpituudella eli vedyn spektrissä on vähintään 17 spektriviivaa. Eri aallonpituudet näkyvät tutkimuslaitteissa säteilyn voimakkuuteen verrannollisina viivoina näillä tietyillä aallonpituuksilla.

Spektriviivoja on kahdenlaisia: emissioviivoja ja absorptioviivoja. Emissioviivoja havaitaan silloin kun tutkittava kappale tai kaasu säteilee näillä tietyillä aallonpituuksilla. Riippuen tutkimuskohteen kemiallisesta rakenteesta (alkuaineista) spektriviivoja havaitaan vain tietyillä aallonpituuksilla ja nämä aallonpituudet tunnetaan laboratorioissa tehdyistä kokeista. Näin ollen tutkittavan kohteen kemiallinen rakenne selviää.

Auringon spektrissä nähdään tummia viivoja, jotka ovat
syntyneen säteilylähteen ja havaitsijan välillä olevasta
hieman viileämmästä kaasusta sen imiessä itseensä
niitä valon aallonpituuksia, joita se itse lähettäisi hehkuessaan.
Kuva Wikimedia Commons.

Toinen spektriviivatyyppi on absorptioviivat, jollaisia syntyy silloin, kun kuuman kappaleen ja havaitsijan välissä on valoa säteilevää kohdetta viileämpää kaasua. Tällöin viileään kaasuun imeytyy kuumasta säteilylähteestä tulevasta valosta ne aallonpituudet, joita viileä kaasu säteilisi, jos se olisi kuumaa. Spektriviivat näkyvät laitteissa tummina viivoina viileän kaasun kemiallisen rakenteen määrääminä aallonpituuksina.

Auringosta havaittavat spektrin viivat ovat absorptioviivoja (tarkkaan ottaen Auringosta voidaan kyllä havaita myös emissiospektriviivoja), eli valo on imeytynyt kontiniuum-spektrinä[3] säteilevästä valosta pois. Kuten edellä kerrottiin absorptiospektri edellyttää sitä, että valolähteen (Aurinko) ja havaitsijan välillä on valolähdettä viileämpää kaasua. Näin on myös Auringossa, jossa ”viileä” kaasu sijaitsee kromosfäärissä, siis juuri sen kerroksen yläpuolella, josta meille tuleva valo ja lämpö ovat peräisin eli fotosfääristä.

Auringon spektri on ns. mustan kappaleen spektri (musta viiva).
Ilmakehä imee joitakin aallonpituuksia ja maanpinnalle
tuulevan säteilyn määrä eri aallonpituuksilla on merkitty
punaiseksi. Keltaisella merkitty osa valosta imeytyy ilmakehässä.
Kuva Wikimedia Commons.

Auringossa fotosfäärin lämpötila on 4500–6000 K (Kelivin-astetta) välillä ja kromosfäärin alin lämpötila on noin 3800 K jonka jälkeen se taas kohoaa jopa 35 000 Kelvin-asteeseen. Tästä syytä Auringon havaittava spektri on absorptiospektri ja siinä näkyvät spektriviivat ovat peräisin kromosfääristä olevista kaasuista. Kaasut ovat samoja mistä koko Aurinko on koostunut eli vedystä ja heliumista sekä pienestä määrästä raskaampia alkuaineita.

Vastaus kysymykseen on siis se, että Auringon kemiallinen koostumus voidaan selvittää tutkimalla auringonvaloa.

Huomautukset

[1] Ensimmäisissä spektrometreissä kaukoputkesta tuleva tähden (Auringon) valo ohjattiin kulkemaan kapean raon ja lasiprisman läpi, jossa valo taittui aallonpituuden määräämän kulman verran. Suurentavalla okulaarilla tarkasteltuna pystyttiin näkemään yksittäisiä absorptioviivoja (mustia). Okulaariputkea voitiin kääntää suhteessa prismaan, jolloin kääntämiskulman avulla voitiin määrittää yksittäisen spektriviivan aallonpituus.Toinen vaihtoehto oli se, että itse prismaa käännettiin, jolloin vaikutus oli sama.

Tähtitieteessä on paljon käytetty myös objektiiviprismoja, joissa kaukoputken objektiivin etupuolelle on kiinnitetty lasinen prisma, jolloin kuvakentässä olevien tähtien valo muodostaa spektrejä. Spektrien erotuskyky ei ole kummoinen ja käyttökelpoisia spektrejä saadaan vain riittävän kirkkaista tähdistä mutta vastaavasti, spektrejä voidaan tehdä suuren tähtijoukon useita tähdistä yhdellä kertaa. Objektiiviprismojen käyttö on merkittävästi vähentynyt uusien ja paljon erotuskyisempien menetelmien vallatessa alaa.

Nykyisin spektrografeissa käytetään valon aallonpituuksien erottelemiseen hilaa. Hilan käyttö mahdollistaa prismaan verrattuna paljon erotuskykyisemmän spektrin tuottamisen. Hilan toiminnasta saa hyvä käytännön esimerkin CD-levystä: sen heijastama valo jakaantuu spektrin väleihin.

[2] Atomien säteilemä valo syntyy siten, että atomiytimiä kiertävät elektronit siirtyvät sijaintikuortansa alemmalle kuorelle, jolloin elektronin potentiaalienergia vapautuu sähkömagneettisena säteilynä.

Auringon olosuhteissa ylemmälle elektronikuorelle tai jopa kokonaan irti atomiytimen vaikutuspiiristä joutuu suurempitaajuisen (suurienergisen) fotonin törmätessä atomiin. Se luovuttaa törmäyksessä koko energiansa yhdelle tai useammalle elektronille, jotka siirtyvät ylemmälle elektronikuorelle tai vapautuvat. Näiden elektronien palatessa alemmalle kuorelle energia siis vapautuu.

[3] Emissiospektri jossa on kaikkia allonpituuksia.