5.2: 电磁频谱
- Page ID
- 202557
学习目标
在本节结束时，您将能够：
- 了解电磁频谱的波段以及它们之间的区别
- 了解光谱的每个部分是如何与地球大气层相互作用的
- 解释物体发出的光如何以及为何取决于其温度
宇宙中的物体会发出巨大范围的电磁辐射。 科学家称这个范围为电磁频谱，他们将其分为许多类别。 光谱如图所示\(\PageIndex{1}\)，其中包含有关每个部分或波段中波段的一些信息。
电磁辐射的类型
波长最短（不超过 0.01 纳米）的电磁辐射被归类为伽玛射线（1 纳米 = 10 —9 米；参见附录 D）。 伽玛这个名字来自希腊字母的第三个字母：伽玛射线是物理学家首次研究放射性原子行为时发现的第三种来自放射性原子的辐射。 由于伽玛射线携带大量能量，因此它们可能对活组织造成危险。 伽玛辐射是在恒星内部深处产生的，也是由宇宙中一些最猛烈的现象产生的，例如恒星死亡和恒星尸体的合并。 进入地球的伽玛射线在到达地面之前就被我们的大气吸收（这对我们的健康有好处）；因此，它们只能在太空中使用仪器进行研究。
波长介于 0.01 纳米到 20 纳米之间的电磁辐射被称为 X 射线。 X射线比可见光更有活力，它能够穿透软组织但不能穿透骨骼，因此我们可以拍摄体内骨骼阴影的图像。 虽然 X 射线可以穿透很短的人肉，但它们会被地球大气层中与之相互作用的大量原子所阻止。 因此，在我们发明了将仪器送到大气层上空的方法之前，X射线天文学（如伽玛射线天文学）无法发展（图\(\PageIndex{2}\)）。
介于 X 射线和可见光之间的辐射是紫外线（意味着比紫罗兰更高的能量）。 在科学世界之外，紫外线有时被称为 “黑光”，因为我们的眼睛看不见它。 紫外线辐射主要被地球大气层的臭氧层阻挡，但是来自太阳的一小部分紫外线确实会穿透导致人类晒伤，或者在极端情况下，过度曝光会导致皮肤癌。 紫外线天文学也最好从太空完成。
波长在大约 400 到 700 nm 之间的电磁辐射被称为可见光，因为这些波是人类视觉可以感知的波浪。 这也是最容易到达地球表面的电磁频谱波段。 这两个观察结果并非巧合：人眼进化为最有效地看到来自太阳的波浪种类。 可见光可以有效地穿透地球的大气层，除非它暂时被云层阻挡。
在可见光和无线电波之间是红外线或热辐射的波长。 天文学家威廉·赫歇尔（William Herschel）于1800年首次发现了红外线，当时他试图测量散布在光谱中的不同颜色的阳光的温度。 他注意到，当他不小心将温度计放置在最红的颜色之外时，由于来自太阳的一些看不见的能量，温度计仍然会发热。 这是关于电磁频谱中其他（隐形）波段存在的第一个暗示，尽管我们需要几十年的时间才能完全理解。
加热灯主要辐射红外辐射，我们皮肤中的神经末梢对这个电磁频谱波段很敏感。 红外波被水和二氧化碳分子吸收，而水和二氧化碳分子在地球大气低处的浓度更高。 出于这个原因，红外天文学最好在高山顶、高空飞行的飞机和航天器上完成。
红外线之后是熟悉的微波，用于短波通信和微波炉。 （波长从 1 毫米到 1 米不等，会被水蒸气吸收，这使得它们可以有效加热食物。） “micro-” 前缀是指微波与无线电波相比很小的事实，无线电波是频谱中的下一个。 你可能还记得，装满水的茶在微波炉里会很快加热，而相比之下，陶瓷杯（通过烘烤从中排出水分）保持凉爽。
所有比微波更长的电磁波都称为无线电波，但这个类别非常广泛，我们通常将其分为几个小节。 其中最熟悉的是雷达波，交通官员在雷达枪中使用雷达波来确定车辆速度，以及第一个为广播开发的AM无线电波。 这些不同类别的波长范围从超过一米到数百米不等，而其他无线电辐射的波长可能长达几千米。
由于波长范围如此之广，并非所有无线电波都以相同的方式与地球大气层相互作用。 FM 和电视波不会被吸收，可以轻松穿过我们的大气层。 AM 无线电波被地球大气层中称为电离层的一层吸收或反射（电离层是我们大气层顶部的一层带电粒子，由与阳光和从太阳喷射的带电粒子的相互作用产生）。
我们希望这份简短的调查能给你留下深刻的印象：尽管大多数人将可见光与天文学联系在一起，但我们的眼睛所能看到的光只是宇宙中产生的各种波浪的一小部分。 今天，我们明白，只用我们能看见的光线来判断某种天文现象，就像在大型晚宴上躲在桌子底下，只用鞋子来评判所有客人。 除了我们在桌子底下看到的之外，每个人所拥有的东西还有很多。 对于当今研究天文学的人来说，避免成为 “可见光沙文主义者” 非常重要，即只尊重他们眼睛看到的信息，而忽略对其他电磁频谱波段敏感的仪器收集的信息。
该表\(\PageIndex{1}\)总结了电磁频谱的波段，并指出了温度和发射每种电磁辐射的典型天体。 起初，表中列出的某些辐射类型可能看起来不熟悉，但随着天文学课程的继续，你会更好地了解它们。 当你进一步了解天文学家研究的物体类型时，你可以回到这张表。
| 表\(\PageIndex{1}\)：电磁辐射的类型 | |||
|---|---|---|---|
| 辐射类型 | 波长范围 (nm) | 在此温度下由物体辐射 | 典型来源 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” >伽玛射线 | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射类型波长范围 (nm)” class= “lt-Phys-3638” > 小于 0.01 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” > 超过 108 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型源” class= “lt-Phys-3638” > 在核反应中产生；需要非常高的能量过程 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” > X 射线 | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型波长范围 (nm)” class= “lt-phys-3638” >0.01—20 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” >106—108 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型源” class= “lt-Phys-3638” > 星系团中的气体、超新星残余物、日冕 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” > 紫外线 | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型波长范围 (nm)” class= “lt-phys-3638” >20—400 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” >104—106 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型来源” class= “lt-Phys-3638” > 超新星残余物，非常炎热的恒星 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” >Visible | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型波长范围 (nm)” class= “lt-phys-3638” >400—700 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” >103—104 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型源” class= “lt-Phys-3638” > Stars |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” > 红外 | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型波长范围 (nm)” class= “lt-phys-3638” >103—106 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” >10—103 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型源” class= “lt-Phys-3638” > 凉爽的尘埃和气体云、行星、卫星 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” > 微波 | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型波长范围 (nm)” class= “lt-phys-3638” >106—109 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” > 小于 10 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型来源” class= “lt-Phys-3638” > 活跃星系、脉冲星、宇宙背景辐射 |
| \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型辐射类型” class= “lt-Phys-3638” > Radio | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射类型波长范围 (nm)” class= “lt-Phys-3638” > 超过 109 | \ (\ pageIndex {1}\)：在这个温度下物体辐射的电磁辐射类型” class= “lt-phys-3638” > 小于 10 K | \ (\ pageIndex {1}\)：电磁辐射的类型典型源” class= “lt-Phys-3638” > 超新星残余物、脉冲星、冷气 |
辐射和温度
一些天文物体主要发射红外辐射，另一些则主要是可见光，还有一些则主要是紫外线辐射。 什么决定了太阳、恒星和其他密集天体发出的电磁辐射的类型？ 答案往往是他们的温度。
在微观层面上，自然界中的一切都在运动。 固体由持续振动的分子和原子组成：它们在原地来回移动，但它们的运动太小，我们的眼睛无法分辨出来。 气体由原子和/或分子组成，这些原子和/或分子高速自由飞行，不断相互碰撞并轰炸周围的物质。 固体或气体越热，其分子或原子的运动速度越快。 因此，某物的温度可以衡量构成它的粒子的平均运动能量。
这种微观层面的运动是造成地球和宇宙中大部分电磁辐射的原因。 当原子和分子四处移动、碰撞或就地振动时，它们的电子会发出电磁辐射。 这种辐射的特性由这些原子和分子的温度决定。 例如，在高温材料中，单个粒子在碰撞中原地振动或快速移动，因此平均而言，发射的波浪的能量更高。 回想一下，能量波越高，频率越高。 在非常酷的材料中，粒子具有低能的原子和分子运动，因此会产生低能量波。
查看 NASA 简报或 NASA 的 5 分钟介绍视频，了解有关电磁频谱的更多信息。
辐射法
为了更详细地了解温度和电磁辐射之间的关系，我们想象了一个叫做黑体的理想化物体。 这样的物体（与你的毛衣或天文学教师的头部不同）不会反射或散射任何辐射，但会吸收落在其上的所有电磁能量。 被吸收的能量会导致其中的原子和分子以越来越快的速度振动或移动。 随着天气变热，这个物体会辐射电磁波，直到吸收和辐射达到平衡。 我们想讨论这样一个理想化的物体，因为正如你将看到的，恒星的行为方式几乎是一样的。
来自黑体的辐射具有多种特征，如图所示\(\PageIndex{3}\)。 该图显示了不同温度的物体在每个波长下发射的功率。 在科学中，功率一词是指每秒消耗的能量（通常以瓦特为单位，购买灯泡时你可能已经熟悉了瓦特）。
首先，请注意，曲线显示，在每种温度下，我们的黑体物体都会发射所有波长（所有颜色）的辐射（光子）。 这是因为在任何固体或密度更高的气体中，有些分子或原子在碰撞之间的振动或移动速度低于平均水平，而有些分子或原子的移动速度比平均水平快。 因此，当我们观察发射的电磁波时，我们会发现能量和波长的范围或频谱范围很广。 在平均振动或运动速率（每条曲线的最高部分）下会发射更多的能量，但是如果我们有大量的原子或分子，则会在每个波长处检测到一些能量。
其次，请注意，温度较高的物体在所有波长下都比较冷的物体发出的功率更大。 例如，在热气体（图中较高的曲线\(\PageIndex{3}\)）中，原子有更多的碰撞并释放更多的能量。 在恒星的真实世界中，这意味着较热的恒星在每个波长下比凉爽的恒星发出的能量更多。
第三，该图向我们显示，温度越高，发射最大功率的波长越短。 请记住，较短的波长意味着更高的频率和能量。 因此，与冷物体相比，热物体在更短的波长（更高的能量）下释放的能量占其能量的比例是有道理的。 你可能在日常生活中观察到过这条规则的例子。 当电炉上的燃烧器开启低电平时，它只会发出热量，即红外辐射，但在可见光下不会发光。 如果将燃烧器设置为更高的温度，它会开始发出暗红色的光芒。 在更高的设置下，它会发出更亮的橙红色（较短的波长）。 在更高的温度下（普通炉子无法达到这种温度），金属可能会呈现亮黄色甚至蓝白色。
我们可以利用这些想法想出一个粗略的 “温度计” 来测量恒星的温度。 由于许多恒星的大部分能量是在可见光下释放的，因此主导恒星外观的光的颜色可以粗略地表明其温度。 如果一颗恒星看起来红色，另一颗星看起来是蓝色，那么哪一颗的温度更高？ 因为蓝色是波长较短的颜色，所以它是恒星更热的标志。 （请注意，我们在科学中与不同颜色相关的温度与艺术家使用的温度不同。 在艺术中，红色通常被称为 “热” 色，蓝色被称为 “酷” 颜色。 同样，我们通常在水龙头或空调控件上看到红色表示高温，蓝色表示低温。 尽管这些是我们日常生活中的常见用途，但在自然界中，情况恰恰相反。）
我们可以通过测量恒星在每个波长下释放的能量并构造图表来开发出更精确的恒星温度计\(\PageIndex{3}\)。 每颗恒星功率曲线中峰值（或最大值）的位置可以告诉我们它的温度。 太阳表面的平均温度为5800 K，这是我们所看到的辐射的发射地点。（在本文中，我们使用开尔文或绝对温度标度。 在这个比例下，水在 273 K 时冻结，在 373 K 处沸腾。所有分子运动都在 0 K 时停止。附录 D 中描述了各种温度尺度。） 有些星星比太阳凉爽，星星比太阳热。
发射最大功率的波长可以根据以下公式计算
\[ \lambda_{ \text{max}} = \frac{3 \times 10^6}{T} \nonumber\]
其中波长以纳米（十亿分之一米）为单位，温度以 K 为单位。这种关系称为维也纳定律。 对于太阳，发射最大能量的波长为520纳米，接近电磁频谱中称为可见光的那部分的中间。 表中列出了其他天文物体的特征温度以及它们发射大部分能量的波长\(\PageIndex{1}\)。
示例\(\PageIndex{1}\)：计算黑体的温度
只要我们知道恒星光谱峰值强度的波长，我们就可以使用维也纳定律来计算恒星的温度。 如果红矮星发射的辐射波长为最大功率为 1200 nm，假设它是黑体，那么这颗恒星的温度是多少？
解决方案
求解维也纳温度定律可以得出：
\[ T= \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{ \lambda_{ \text{max}}} = \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{1200 \text{ nm}} = 2500 \text{ K} \nonumber\]
练习\(\PageIndex{1}\)
一颗以更短的波长 290 nm 发射的最大光的恒星的温度是多少？
- 回答
-
\[ T= \frac{3 \times 10^6 \text{nm K}}{\lambda_{ \text{max}}} = \frac{3 \times 10^6 \text{ nm K}}{290 \text{ nm}} = 10,300 \text{ K} \nonumber\]
由于这颗恒星的峰值波长（在光谱的紫外线部分）比太阳的峰值波长（在光谱的可见部分）短，因此它的表面温度比太阳高得多也就不足为奇了。
我们还可以用数学形式描述我们的观测结果，即较热的物体在所有波长下都会辐射更多的能量。 如果我们总结电磁频谱所有部分的贡献，就可以得出黑体发射的总能量。 我们通常从像恒星这样的大物体上测量的是能量通量，即每平方米发射的功率。 通量这个词在这里的意思是 “流动”：我们对能量流入某个区域（比如望远镜的区域）感兴趣。 事实证明，温度为 T 时来自黑体的能量通量与其绝对温度的第四次功率成正比。 这种关系被称为 Stefan-Boltzmann 定律，可以用方程的形式写成
\[F= \sigma T^4 \nonumber\]
其中\(F\)代表能量通量，\(\sigma\)（希腊字母 sigma）是一个常数（5.67×10 -8）。
注意这个结果是多么令人印象深刻。 提高恒星的温度将对其辐射的能量产生巨大影响。 例如，如果太阳的热度是现在的两倍，也就是说，如果它的温度为11,600 K，则辐射的能量将比现在高出 2 4 倍或 16 倍。 将温度提高三倍将使功率输出提高 81 倍。 炙手可热的星星确实会散发出大量的能量。
示例\(\PageIndex{2}\)：计算恒星的功率
虽然能量通量告诉我们恒星每平方米发射多少能量，但我们经常想知道恒星发射的总功率是多少。 我们可以通过将能量通量乘以恒星表面的平方米数来确定这一点。 恒星大多是球形的，所以我们可以使用表面积\(4 \pi R^2\)的公式，其中\(R\)是恒星的半径。 恒星发射的总功率（我们称之为恒星的 “绝对亮度”）可以通过将能量通量公式和表面积公式相乘得出：
\[L=4 \pi R^2 \sigma T^4 \nonumber\]
两颗星的大小相同，与我们的距离相同。 恒星 A 的表面温度为 6000 K，恒星 B 的表面温度是恒星 B 的两倍，即 12,000 K。与恒星 A 相比，恒星 B 的发光度多少？
解决方案
\[L_A=4 \pi R_A^2 \sigma T_A^4 \text{ and } L_B=4 \pi R_B^2 \sigma T_B^4 \nonumber\]
以 A 星和 B 星的亮度之比为例：
\[ \frac{L_B}{L_A} = \frac{4 \pi R_B^2 \sigma T_B^4}{4 \pi R_A^2 \sigma T_A^4} = \frac{R_B^2T_B^4}{R_A^2T_A^4} \nonumber\]
因为两颗星的大小相同\(R_A = R_B\)，离开
\[ \frac{T_B^4}{T_A^4} = \frac{(12,000 \text{ K})^4}{(8,000 \text{ K})^4} =24=16 \nonumber\]
练习\(\PageIndex{2}\)
两颗直径相同的恒星距离相同。 一个的温度为 8700 K，另一个的温度为 2900 K 哪个更亮？ 它亮了多少？
- 回答
-
8700 K 恒星的温度是原来的三倍，因此亮度为 3 4 = 81 倍。
关键概念和摘要
电磁频谱由伽马射线、X 射线、紫外线辐射、可见光、红外线和无线电辐射组成。 其中许多波长无法穿透地球大气层，必须从太空观测，而其他波长（例如可见光、调频广播和电视）可以穿透到地球表面。 电磁辐射的发射与源的温度密切相关。 理想化的电磁辐射发射器的温度越高，发射最大辐射量的波长就越短。 描述这种关系的数学方程被称为维也纳定律:\(\lambda_{ \text{max}} = (3 × 10^6)/T\). 每平方米发出的总功率随着温度的升高而增加。 发射能量通量与温度之间的关系被称为斯特凡·波尔兹曼定律:\(F = \sigma T^4\).
词汇表
- 黑体
- 一个理想化的物体，它吸收掉落在其上的所有电磁能量
- 电磁频谱
- 从无线电到伽玛射线的整个电磁波阵列或电磁波家族
- 能量通量
- 每秒通过单位面积（例如 1 平方米）的能量；通量单位为每平方米瓦特
- 伽玛射线
- 波长不超过 0.01 纳米的能量（电磁辐射）光子；电磁辐射能量最高的形式
- 红外线
- 波长为 103—106 纳米的电磁辐射；比眼睛能感知的最长（红色）波长长，但比无线电波长短
- 微波
- 波长从 1 毫米到 1 米的电磁辐射；比红外线长但比无线电波短
- 无线电波
- 所有电磁波都比微波长，包括雷达波和 AM 无线电波
- Stefan-Boltzmann 定律
- 可以根据该公式计算黑体辐射能量的速率；黑体单位面积的总能量发射速率与其绝对温度的第四次乘方成正比：\(F = \sigma T^4\)
- 紫外线
- 波长 10 到 400 纳米的电磁辐射；比最短的可见波长短
- 可见光
- 波长约为 400—700 纳米的电磁辐射；人眼可见
- 维也纳定律
- 将黑体的温度与其发射最大辐射强度的波长联系起来的公式
- X 射线
- 波长介于 0.01 纳米和 20 纳米之间的电磁辐射；介于紫外线和伽马射线之间