Lav
frekvens= Lite energi
Begreper:
|
Definisjon:
|
Elektromagnetisk
stråling
|
Elektromagnetisk
stråling er energi i form av fotoner som strømmer med lysets
hastighet fra en strålingskilde. Elektromagnetisk stråling kan
oppfattes som bølger, derfor kalles det også elektromagnetiske
bølger.
|
Lyshastighet
|
300
000 m/s i vakuum, den største tenkelige farten noe kan bevege
seg.
|
Frekvens
|
Antall
svingninger per tid. Måles i hertz, Hz.
|
Bølgelengde
|
Avstanden
fra et hvilket som helts punkt til det neste som svinger i samme
fase hos en bølge.
|
Ioniserende
stråling
|
Stråling
som kan slå løs elektroner i atomer slik at det dannes ioner.
|
Skallmodell
|
|
Absorbsjon
|
Spektrum
av lys som har gått gjennom et stoff.
|
Refleksjon
|
|
Emisjon
|
Spektrum
av lys som er sendt ut fra et stoff.
|
F=
Frekvens= (HZ, 5^-1
Bølgelengde(tegn)=
(m)
C=
Lyshastighet (m/s)
Kan
finne ut temperatur til en stjerne ved å se på fargen av
overflaten.
Hvordan
brukes de ulike delene av spekteret til å forstå mer om
verdensrommet? Den termiske strålingen forteller oss om stjernas
overflatetemperatur. En hvit stjerne sender ut mye stråling i hele
den synlige delen av spekteret. En blå stjerne sender ut mest
stråling i den ultrafiolette delen av spekteret. Denne strålingen
kan ikke vi se, men den blå strålingen dominerer over de andre
fargene i spekteret. Alle stjerner sender ut lys fra hele det
elektromagnetiske spekteret – termisk stråling er kontinuerlig.
5.
A Vårt strålingsmiljø – synlig og usynlig energi
Stråling
= energi som sendes ut fra en strålingskilde i form av bølger eller
partikler.
Vi
er omgitt av stråling overalt. Noe kan vi se, andre er usynlig.
5.
B Elektromagnetisk stråling – er enn bare lys
Bølger
= transport av energi
Svingning
– bevegelse ut fra en likeveksttilstand
o Fra
topp til tå er det en svingning
Frekvensen
til en bølge er et mål på hvor fort bølgen svinger opp og ned.
Denne kan skrives på formelen:
Hz
= mål på antall svingninger per sekund.
T
= tiden svingningen tar.
Fotoner
= bølgepakkene energien i lyset var delt inn i av Albert Einstein
(1879 – 1955).
Lys
er elektromagnetisk stråling
Ladde
partikler som svinger frem og tilbake sender ut elektromagnetisk
stråling.
Lysfart,
bølgelengde og frekvens
Elektromagnetisk
stråling trenger ikke vann, luft eller noe annet stoff for å kunne
spre seg. I et tomt rom sprer de elektromagnetiske strålene seg med
en fart på 300.000 km/s.
Lysfart
= frekvens * bølgelengde (landa)
C
= f *
Det
elektromagnetiske spekteret –
vi bader i et hav av elektromagnetiske bølger
De
elektromagnetiske bølgene er små” bølgepakker” som kalles
fotoner. Fotonene med kortest bølgelengde har mest energi. Grunnen
til at vi ikke kan se alle de elektromagnetiske bølgene er fordi
sansene våre er bare i stand til å registrere de vi ser som synlig
lys. Altså de med bølgelengde mellom 400 nm og 800 nm.
Radiobølger
– brukes til mye mer enn radioprogrammer
Radiobølger
=
-
mikrobølger
-
radarbølger
-
FM, Tv
-
Kortbølger
-
Mellombølger
-
Langbølger
Infrarød
stråling – varmestråling
Vi
kan ikke se infrarødstråling, men vi kan kjenne den (holde armen
nær en varm ovn). Desto høyere temperatur gjenstanden har, desto
mer energirike fotoner sender den ut, og desto kortere er
bølgelengden. Bølgelengden kan bli så kort (temperaturen så høy)
at vi kan oppfatte dem som synlig lys (kokeplaten lyser rødt).
Synlig
lys (elektromagnetisk
stråling) som sansene våre kan registrere. Rødt lys har lengst
bølgelengde, mens fiolett lys har kortest bølgelengde (mer
energirike fotoner).
Det
hvite sollyset er satt sammen av alle fargene i regnbuen.
Ultrafiolett
stråling – usynlig stråling som bruner
Solen
sender ut elektromagnetisk stråling i forskjellige bølgelengder.
Den korteste er UV-strålingen og er skadelig for oss på grunn av
den høye energien til fotonene.
Røntgenstråling –
røntgenfotonene har høy energi og kan trenge gjennom gjenstander
ugjennomtrengelige for synlig lys.
5.
C Spektre – når vi ser fargene hver for seg
Regnbuen
er et spekter (sollyset blir brutt på vei gjennom regndråpene og
skiller de forskjellige bølgelengdene fra hverandre). I et
spektroskop blir lyset bøyd eller brutt som i vanndråpene og spredt
ut på forskjellige bølgelengder slik at vi kan se hvilke
bølgelengder lyskilden sender ut.
Spektrene
til forskjellige strålingskilder
Sammenhengende
spekter = Spekteret inneholder alle bølgelengdene fra synlig lys.
Emisjonsspekter
= stråling fra gass
De
lysende linjene i et spektroskop kalles spektrallinjer. Forskjellige
grunnstoff gir forskjellige spektre. Siden gassen sender ut lys ved
helt bestemte bølgelengder, kaller vi det et linjespekter.
Det
kalles et emisjonsspekter fordi spektrallinjene er lyset fra utsendte
fotoner.
Elektromagnetisk
stråling – når elektroner faller …
Atomene
kan bare eksistere i bestemte energitilstander og elektronene beveger
seg rundt atomkjernen i bestemte baner/skall.
Hvis
vi sender strøm gjennom gass får elektronene stor fart og
kolliderer med atomer i gassen. Dermed får atomene større energi.
Denne energien gjør at elektrontilførselen springer ut til et
elektronskall lengre unna kjernen. Etter dette faller elektronet
tilbake til et skall nærmere kjernen igjen. Da mister atomet energi.
Denne energiforskjellen sender atomet ut som elektromagnetisk
stråling – et foton.
Disse
elektronsprangene kan bare foregå mellom elektronskallene
(energinivåene). Det er derfor gassen sender ut bestemte farger
(fotoner) og resultater er et emisjonsspekter.
Alle
gasser viser et emisjonsspekter så lenge trykket i gassen ikke blir
for høy. Hvis trykket blir for høyt vil de forskjellige
energinivåene ligge så tett at vi vil se et sammenhengende spekter.
Absorpsjonsspekter
– mørke linjer i solspekteret
Et
glødende stoff, væske eller gass med stort trykk gir et
sammenhengende spekter. Men spektroskopet vil vise at det er mørke
linjer i spekteret. Eksempel fra solspekteret:
Lyset
fra solen passerer gjennom et lag med kjølig gass (solatmosfæren).
Atomene i gassen absorberer fotoner som har nok energi til at
elektronene kan hoppe til et skall lenger ute. Elektronene faller
umiddelbart tilbake igjen og sender ut fotoner med samme energien,
men fotonene sendes i alle retninger. Dette resulterer i at det er
mindre lys som når øynene våre på grunn av bølgelengdene disse
fotonene har. Vi ser mørke linjer – et absorpsjonsspekter.
Grunnstoffenes
fingeravtrykk = Linjespekteret avslører hvilke grunnstoffer det er
til stede i en gass.
5.
D Verdensrommet – avslørt av stråling
Stjernefargen
– et temperaturmål
Stjernene
har litt forskjellig farge. Den mest lyssterke fargen i spekteret
forteller oss om overflatetemperaturen til stjernen. Desto kortere
bølgelengde på farge, desto høyere overflatetemperatur.
Spektrallinjene
avslører stjernenes kjemiske sammensetning
Stjernespektre
forteller oss hvilke kjemiske stoffer stjernen består av, og styrken
til de forskjellige linjene forteller hvor mye det er av de ulike
stoffene. De svarte linjene i spektrene viser at det eksisterer
molekyler pga. temperaturen. Desto høyere temperatur, desto mindre
svarte streker.
Stjernens
bevegelse – avslørt av dopplereffekten
Stjerner
beveger sin egne akse eller går i en bane med flere stjerner. Vi kan
undersøke bevegelsen ved å se på bølgelengdene til
spektrallinjene – de endres når stjernen beveger på seg.
Dopplereffekten
– når bølgelengden blir kortere eler lengre fordi kilden beveger
seg i forhold til deg.
Dette
kan forklares ved hjelp av lyd. En lys tone har kortere bølgelengde
enn en mørk. Når lydkilden kommer mot deg registrerer du den som
kortere og tonen er lys. Når lyden beveger seg fra deg registrerer
du den som mørkere – bølgelengden er lengre, mens egentlig ligger
bølgelengden et sted midt i mellom de to verdiene ørene
registrerer. Det er dette fenomenet som kalles dopplereffekten. Vi
får den samme effekten hvis lyskilder beveger seg i forhold med oss.
Da er det bølgelengdene til de ulike spektrallinjene som blir
kortere eller lengre.
Stjerner
som kommer og stjerner som går
Når
lyskilden er i ro i forhold til oss observerer vi
laboratoriebølgelengdene til spektrallinjene. Hvis spektrallinjene
til en stjerne har kortere bølgelengder enn normalt sier vi at
linjene er blåforskjøvet.
Da er stjernen på vei mot oss. Rødforskyvning er
når stjernen beveger seg fra oss. Da er spektrallinjene lengre.
Stjernens hastighet i forhold til oss vises av
bølgelengdeforskyvningen i spektrallinjene.
Dopplereffekten
kan avsløre stjernerotasjon og dobbeltstjerner. En stjerne som
roterer får bredere spektrallinjer enn i laboratoriet. En stjerne
som er en del av et dobbeltstjernesystem, får oppsplittede
spektrallinjer.
5.
E Solen – vår egen stjerne
Energikilden
i stjernene = i en stjerne er temperaturen
så
høy at atomkjerner kan fusjonere (sammensmeltning
av
to lette atomkjerner til en tyngre under frigjøring av
betydelige
mengder energi) og frigjøre energi.
|
Stjerner
– når masse blir til energi
Inne
i solen blir det produsert energi ved fusjon (fire hydrogenkjerner
(protoner) og to elektroner blir til en heliumkjerne). Heliumkjernen
har mindre masse enn de fire hydrogenkjernene og de to elektronene
har til sammen. Massen går deretter over til strålingsenergi.
Energi
kan bli til masse. Masse kan bli til energi. E
(energi) = M(masse)C(lysfarten)^2.
Siden
solenergien kommer fra fusjoner i sentrum av solen (masse blir til
energi) blir solen lettere hele tiden.
Solen
– aktiv og livgivende
Solen
sender ut elektromagnetisk stråling fra mange lag med forskjellige
temperaturer. Det synlige lyset kommer fra fotosfæren (5500 grader
C). Tar man bildet av fotosfæren vil man se solflekker (mørke
flekker på solen). Solflekker oppstår i områder med sterke
magnetfelt.
Solstormer
og solvind
Solen
sender ikke bare ut elektromagnetisk stråling, men også energirik
partikkelstråling.
Solvind =
Solen sender ut en strøm av ladde partikler.
Solstorm =
Partiklene klemmer jordens magnetfelt sammen på den siden som vender
mot solen. Noen ganger oppstår det plutselige og kortvarige utbrudd
hvor store energimengder slipper ut i from av energirikepartikler.
Den består av for det meste elektroner og protoner med stor
hastighet, pluss elektromagnetisk stråling. Deretter farer
partiklene mot jorden som en solstorm. Solstormer påvirker jordens
magnetfelt og lager nordlys.
Mange
solflekker på solen skaper de mest energirike fenomenene og de
kraftigste solstormene.
5.
F Nordlys – fra mystikk til fysikk
Hansteen
– grunnleggeren
av naturvitenskapen i Norge. Han hevdet at nordlysovalen hadde sitt
sentrum over de magnetiske polene, ikke de geografiske, og jobbet for
å kartlegge dem.
Birkeland
og terrellaen
Birkeland
laget en modell av jordens magnetfelt. Birkelands hypotese =
nordlyset oppsto når ladde partikler fra solen kom inn i jordens
magnetfelt.
Han
testet hypotesen ved å lage en modell av jorden som han kalte
terrella (liten jord). Denne laget han et magnetfelt rundt og
plasserte den midt i en kasse hvor han pumpet ut nesten all luften.
Deretter sendte han negative ladde elektroner (siden terrellaen er
positiv ladet), og skapte kunstig nordlys omkring de magnetiske
polene.
Nordlysforskning
– Vi fant ingen observasjoner av nordlysovalen før i romalderen
hvor vi kunne observere større områder av jordatmosfæren ved hjelp
av satellitter.
Nordlys
– vinternatthimmelens skuespill
Ladde
partikler fra solvinden treffer jordens magnetfelt. Samspillet
mellom elektriske og magnetiske krefter får partiklene til å gå
i spiralbevegelse ned gjennom atmosfæren. Partiklene kolliderer
med de ulike gassene i jordatmosfæren og avgir energi. Da får vi
se nordlys.
|
Nordlys
= oppstår når ladde partikler fra solvinden kolliderer med
molekyler i jordatmosfæren og får molekylene til å sende ut lys.
Jordkloden
vår er som en gigantisk stavmagnet, feltlinjene ser annerledes ut.
Dette er fordi solvinden trykker feltet sammen på den siden som er
nærmest solen og strekker feltet ut på den andre. Ladde partikler
fra solvinden (elektroner og protoner) kommer på skrå inn mot
magnetfeltet, og beveger seg i en spiralbane ned mot de magnetiske
polene. De ladde partiklene kan gi både nordlys (aurora borealis) og
sørlys (aurora australis).
Elektronene
og protonene som farer mot polen har stor bevegelsesenergi. I
jordatmosfæren kolliderer de med atomer og molekyler og deler av
bevegelsesenergien blir overført til atomene og molekylene i luften.
Disse sender ut lys.
Hvert
atom har sine bestemte energitilstander. Denne gjør at det blir
forskjellige lys avhengig av hva slags molekyler partiklene i solen
kolliderer med. Grønn = oksygen i atmosfæren. Rødt og blått =
nitrogen.
Nordlysovalen
– forskjell mellom dag og natt
Nordlysovalen
er det området i atmosfæren der nordlyset forekommer. Det er i
dette området de ladde partiklene treffer jordatmosfæren og avgir
energi i kollisjon med molekyler atomer i atmosfæren. Nordlysovalen
har forskjellig plassering om natten og om dagen. Om natten er
nordlysovalen rett over Nord-Norge, mens om dagen ligger den over
Svalbard. Om dagen er sollyset så sterkt at vi ikke kan se nordlyset
bortsett fra når det er mørketid i nord.
5.
G Drivhuseffekten
Atmosfæren
= grunnlaget for alt liv.
Energibalanse
= energibalanse har vi når jorden mottar like mye energi fra
solen i form av solstråling som den selv sender ut i form av
varmestråling. Hvis energibalansen blir forskjøvet, vil
temperaturen på jorden endre seg slik at balansen gjenopprettes.
|
Atmosfæren
ligger som et beskyttende lag rundt sfæren og opprettholder
strålingsbalansen på jorden. Atmosfæren bestemmer hvilke
strålingstyper som slipper inn, og hvilke strålingstyper som
slipper ut.
Energibalanse
– når innstrålingen og utstrålingen er like stor!
Jorden
mottar energi fra solen i form av solstråling. Jorden sender ut
energi i form av varmestråling
Det
er en balanse mellom innstråling og utstråling hvis denne kommer i
ubalanse øker eller synker temperaturen på jorden.
Temperaturen
på jorden øker hvis den mottar mer solenergi enn den sender ut
igjen som varmestråling. Så for å holde en balanse øker
varmestrålingen sammen med solstrålingen og dermed øker
temperaturen på jorden.
Temperaturen
kan synke hvis vi sender ut mer energi enn den vi mottar fra solen.
Da sender jorden ut mindre varmestråling. Temperaturen stabiliserer
seg når jorden er blitt så avkjølt at det igjen er
strålingsbalanse.
Drivhuseffekten
= drivhusgassene i atmosfæren slipper solstrålene inn, men
virker som en barriere mot varmestråling fra jorden.
|
Atmosfæren
absorberer varmestråling fra joden
På
grunn av bølgelengden på varmestrålingen fra jorden har den
vanskeligere for å komme gjennom atmosfæren enn solstråling.
Varmestrålingen er langbølget og på vei fra jorden blir denne
absorbert av gasser i jordatmosfæren. Deretter sender gassen ut
varmestrålingen igjen, men i alle mulige retninger. Dermed blir noe
rettet tilbake til jorden, mens noen går opp gjennom atmosfæren.
Dette gjør at jordoverflaten varmes opp av både solen og
atmosfæren. Det er dette fenomenet som kalles drivhuseffekten.
Drivhusgasser
– gasser som absorberer varmestråling
Det
er flere drivhusgasser i atmosfæren. De viktigste av dem er:
vanndamp (H2O), karbondioksid (CO2), Metan (CH4) og lystgass (N2O).
CO2
er den viktigste menneske skapte drivhusgassen