Elektromanyetik tayf

Elektromanyetik tayf, ışığın bütün türlerini dalga boyuna (ya da frekansına) göre sıralayan kesintisiz yelpazedir. Bir ucunda metrelerce uzunlukta dalgalara sahip radyo dalgaları, öbür ucunda atom çekirdeğinden bile küçük dalga boylu gama ışınları bulunur. Arada sırasıyla mikrodalga, kızılötesi, görünür ışık, morötesi ve X-ışınları yer alır. Gözümüzün algıladığı renkler bu yelpazenin yalnızca dar bir dilimidir: görünür ışık kabaca 380 ile 760 nanometre arasındadır.

Tayfın bütün bölgeleri aynı şeydir: boşlukta ışık hızıyla yol alan elektromanyetik dalgalar, yani foton akışı. Onları birbirinden ayıran tek şey dalga boyu ve buna bağlı olarak taşıdıkları enerjidir.

Dalga boyu, frekans ve enerji

Üç büyüklük birbirine sıkı sıkıya bağlıdır. Frekans, ışık hızının dalga boyuna bölümüdür (f = c/λ); bir fotonun enerjisi ise frekansla doğru orantılıdır (E = hf, burada h Planck sabitidir). Sonuç basit bir kural verir: dalga boyu kısaldıkça enerji artar. Bu yüzden radyo dalgaları zararsızca içimizden geçerken morötesi, X-ışını ve gama ışınları atomlardan elektron koparabilecek kadar enerjiktir; NASA bu üç bölgeyi "iyonlaştırıcı" ışınım olarak sınıflandırır.

Bölgelerin sınırları keskin değildir, yine de yaygın kullanılan aralıklar şöyledir: kızılötesi yaklaşık 750 nanometreden 1 milimetreye uzanır ve kendi içinde yakın, orta ve uzak kızılötesi diye üçe ayrılır; morötesi yaklaşık 400 ile 10 nanometre arasını kaplar; X-ışınları ve gama ışınları ise daha da kısa dalga boylarındadır.

Atmosfer neyi geçirir, neyi durdurur?

Gökbilimcilerin hangi teleskobu nereye kuracağını belirleyen asıl etken Dünya atmosferidir. Atmosfer görünür ışığı büyük ölçüde geçirir, radyo dalgalarının da önemli bir kısmını yere ulaştırır; bu geçiş bölgelerine atmosfer pencereleri denir. Buna karşılık gama ışınları, X-ışınları ve morötesinin büyük bölümü havada soğurulur. NASA'ya göre en zararlı morötesi türü olan UV-C neredeyse tamamen, UV-B'nin ise yaklaşık yüzde 95'i ozon tarafından tutulur. X-ışınları için atmosfer, yaklaşık 10 metrelik bir su tabakasına denk bir engeldir.

Kızılötesi ve milimetre dalgalarını en çok su buharı soğurur. Bu nedenle bu bölgelerde çalışan yer teleskopları yüksek ve kuru yerlere kurulur. Şili'deki ALMA, 5.000 metre yükseklikteki Chajnantor platosunda, 0,32 ile 3,6 milimetre arasındaki dalga boylarında gözlem yapar.

Hangi dalga boyunu hangi teleskop görür?

Atmosferin kapattığı pencereler için tek çözüm teleskobu uzaya göndermektir. Günümüzün büyük gözlemevleri tayfı adeta paylaşmıştır:

• Radyo ve milimetre: Yerden gözlenebilen bölge. Büyük çanaklar ve anten dizileri kullanılır; ayrıntılar radyo teleskobu sayfasında.
• Kızılötesi – James Webb Uzay Teleskobu: 6,5 metrelik aynasıyla 0,6 ile 28,5 mikrometre arasını görür. Kızılötesi, toz bulutlarının ardını görmeyi ve evrenin genişlemesiyle ışığı uzun dalga boylarına kaymış en uzak gökadaları yakalamayı sağlar (bkz. kırmızıya kayma). Kendi ısısı ölçümleri bozmasın diye teleskobun 50 kelvinin altında tutulması gerekir.
• Morötesi, görünür ve yakın kızılötesi – Hubble: 2,4 metrelik aynası ve beş ana aletiyle yaklaşık 0,1 ile 2,5 mikrometre arasında çalışır. Atmosferin büyük ölçüde soğurduğu morötesi ışığı yerden çok daha iyi görebilmesi en önemli üstünlüklerinden biridir.
• X-ışını – Chandra: 1999'da fırlatılan Chandra, 0,1–10 keV enerjili X-ışınlarını izler. X-ışınları sıradan bir aynaya çarptığında yansımak yerine soğurulduğundan Chandra, ışığı çok sığ bir açıyla sektiren iç içe geçmiş, altın ya da iridyum kaplı aynalar kullanır. Süper kütleli kara delikleri, nötron yıldızlarını ve gökada kümelerindeki sıcak gazı bu bölgede görürüz. Konunun ayrıntısı X-ışını astronomisi sayfasında.
• Gama ışını – Fermi: 2008'de fırlatılan Fermi'nin ana aleti 20 MeV ile 300 GeV arasındaki gama ışınlarını yakalar; aktif gökada çekirdekleri, atarcalar ve gama ışını patlamaları hedefleri arasındadır.

Verileri göster

Fermi (LAT) — gama ışınları	20 MeV – 300 GeV
Chandra — X-ışınları	0,1 – 10 keV
Hubble — morötesi, görünür, yakın kızılötesi	0,1 – 2,5 µm
Webb — yakın ve orta kızılötesi	0,6 – 28,5 µm
ALMA — milimetre ve milimetre altı	0,32 – 3,6 mm

Aynı cisim, farklı ışıklar

Bir gök cismini birden çok dalga boyunda incelemek, her birinin farklı bir fiziksel süreci gösterdiği için çok daha eksiksiz bir resim verir. Webb'in ve Hubble'ın Kartal Bulutsusu'ndaki "Yaratılış Sütunları" görüntüleri bunun iyi bir örneğidir: görünür ışıkta kalın toz perdesinin ardında kalan pek çok genç yıldız, yakın kızılötesinde ortaya çıkar.

NASA'nın "Büyük Gözlemevleri" de 2009'da Samanyolu'nun merkezini birlikte görüntüledi: Spitzer'in kızılötesi verisi yıldızların ısıttığı tozlu bulutları, Hubble'ınki sıcak gaz yaylarını ve çok sayıda büyük kütleli yıldızı, Chandra'nınki ise milyonlarca dereceye ısınmış gazı ve kara deliklerin çevresindeki maddeden gelen ışınımı gösterdi. Yengeç Bulutsusu için de radyodan X-ışınına beş teleskobun verisi tek bir görüntüde birleştirildi.

Sık karıştırılanlar

• Tayf ile tayfölçüm aynı şey değildir. Elektromanyetik tayf ışığın bütün yelpazesinin adıdır; bir cismin ışığını dalga boylarına ayırıp çizgilerini inceleme yöntemi ise tayfölçüm (spektroskopi) olarak anılır.
• "Işınım" her zaman tehlikeli demek değildir. Radyo dalgaları ve görünür ışık da ışınımdır; zarar verebilecek enerjideki türler tayfın kısa dalga ucundaki iyonlaştırıcı bölgelerdir.
• Radyo dalgası ses değildir. Radyo teleskopları ses "dinlemez"; radyo dalgaları da ışık gibi elektromanyetik dalgadır ve boşlukta yayılabilir. Ses ise yayılmak için bir ortama ihtiyaç duyar.
• Kızılötesi ile ısı birebir aynı değildir. Soğuk cisimler ışınımlarının çoğunu kızılötesinde yayar, bu yüzden kızılötesi gözlem "sıcaklık haritası" gibi algılanır; ama kızılötesi de sonuçta bir ışık türüdür ve ayrıntısı kızılötesi astronomi sayfasında anlatılır.