Universet [5] 8290388993, 8290388306 [PDF]

Zitiervorschau

VITENSKAPENS VERDEN

UNIVERSET lain Nicolson og Patrick Moore Norsk oversettelse og bearbeidning: Erik Tronstad

ILLUSTRERT VITENSKAPS BIBLIOTEK

Innhold Forord

3

Oppmåling av det ytre rom 1 Universet omkring oss 2 En himmel i bevegelse 3 Observasjoner av universet

5 9 13

Stjerner 4 Viktige egenskaper ved stjernene 5 Stjerners fødsel, liv og død 6 Dobbeltstjerner og variabler 7 Stjernekollapser og -eksplosjoner 8 Svarte hull 9 Mellom stjernene

21 29 37

45 53 57

Galakser 10 11 12 13

Melkeveisystemet Galakser Aktive galakser og kvasarer Galaksehoper

65 73 81 93

Opprinnelse og utvikling 14 Rom, tid og gravitasjon 15 Universets utvikling 16 Kommunikasjon og reiser

101 105 121

Ordliste Register

125 126

VITENSKAPENS VERDEN □ «Universet» □ Norsk utgave © Norsk Fogtdal A/S 1988 O 2. opplag 1989 □ Norsk redaksjon: Unni Høegh □ Engelsk originaltittel: «The Universe» □ © Equinox (Oxford) Ltd. 1985 □ Forfattere: lain Nicolspn og Patrick Moore □ Sats: Laursen Tønder □ Trykk: Dansk Heatset Rotation 1/S, Odense □ ISBN 82-90388-99-3 (24 bind, komplett) □ ISBN 82-90388-30-6 (bind 5, «Universet»)

Forord Denne boken handler om universet utenfor vårt solsy­ stem, om stjerner, gass- og støvtåker, galakser, kvasarer, galaksehoper, osv, og om avstander i rom og tid som vi først i vårt århundre har begynt å ane de virke­ lige dimensjonene av. Veien til dagens verdensbilde har da også vært både lang og møysommelig. Menneskenes forestillinger om universet var lenge nokså primitive og fastlåste. Man mente planetene var festet til skall som beveget seg rundt Jorden, med stjer­ nene festet til et skall utenfor alle planetskallene. Først så sent som på 1500-tallet begynte nye tanker og ideer for alvor å bryte frem. Med Nikolaus Kopernikus startet en revolusjon som med tiden førte til en total omveltning av datidens verdensbilde. Han mente at Solen, og ikke Jorden, var universets sentrum. Andre gikk mer radikalt til verks og hevdet at stjernene befant seg i ulike avstander, og ikke festet til noe skall. Blant dem var Giordano Bruno som mente universet strakte seg utover i det uendelige uten å ha noe egentlig sentrum, og som hel­ ler ikke var fremmed for tanken om at det kunne fin­ nes andre sivilisasjoner i universet. For dette ble han dømt som kjetter og brent på bål i 1600. Takket være Tycho Brahes nøyaktige observasjoner av Mars kunne Johannes Kepler tidlig på 1600-tallet slå fast at planetene ikke går i sirkelbaner, men i ellip­ tiske baner rundt Solen. I løpet av 1600-tallet fikk man stadig bedre verdier for avstandene mellom planetene, og begynte også å få en anelse om størrelsesordenen på avstandene til stjernene. Likevel drøyde det helt til 1838 før Friedrich Wilhelm Bessel greide å foreta den første pålitelige måling av en stjernes parallakse. Han fant da en verdi på 10,4 lysår for avstanden til stjernen 61 Cygni. Senere målinger har fastsatt avstan­ den til 11,1 lysår, mens den nærmeste kjente stjernen ligger 4,3 lysår, eller over 40 000 milliarder kilometer borte. For bedre å anskueliggjøre dette, kan vi tenke oss universet krympet sammen slik at de 150 millioner kilometrene mellom Jorden og Solen reduseres til 1,5 m. Solen vil da ha en diameter på vel 1 cm, og Jorden vil være på størrelse med et sandkorn. Avstanden til Pluto vil være omtrent 60 m. Selv med en så redusert målestokk vil avstanden til den nærmeste stjernen væ­ re hele 400 km! Først så sent som i 1923 viste Edwin Hubble at man­ ge av de «tåkene» man kunne se på himmelen, egentlig er egne galakser som vi nå vet ligger opptil flere milli­

arder lysår borte. Dette var den siste store omveltnin­ gen av vårt verdensbilde som gjorde endelig slutt på alle forestillinger om at Jorden og Solen inntok en spe­ siell posisjon i universet. Akkurat som Solen er en gan­ ske alminnelig stjerne blant milliarder andre i Melkeveisystemet, er Melkeveisystemet bare en nokså ordi­ nær galakse blant milliarder andre. Tradisjonelt har astronomien basert seg på observa­ sjoner i synlig lys, først med det blotte øye, senere med teleskoper og bruk av fotografiske plater. Moder­ ne teknologi har i vårt århundre gitt astronomene helt nye observasjonsmuligheter og -metoder, først med radioteleskoper, senere med romsonder, satellitter og be­ mannede romfartøyer. Dette gjenspeiles i det rike og vakre bildematerialet i boken, hvor mange illustrasjo­ ner stammer fra observasjoner gjort med radioteleskoper og satellitter. Observasjoner som foretas i rommet er av langt bed­ re kvalitet enn de som foretas fra jordoverflaten, fordi man slipper å observere gjennom den urolige atmo­ sfæren. Enda viktigere er at siden atmosfæren absorbe­ rer mange typer stråling, som ultrafiolett stråling og røntgenstråling, er det meget begrenset hva som kan observeres fra bakken. I rommet eksisterer ikke disse begrensningene, og det er allerede foretatt en mengde verdifulle observasjoner der utefra som ville vært umulig å gjøre fra jordoverflaten. Selv om astronomene har gitt oss mye viten om og innsikt i universet vi lever i, står ennå mange spørsmål ubesvarte til fremtidens astronomer. Disse spørsmåle­ ne krever imidlertid flere observasjoner og mer infor­ masjon før svarene på dem kan finnes. Som nevnt handler boken om universet utenfor vårt solsystem. Den går imidlertid lenger enn til bare å ramse opp faktiske opplysninger, idet den prøver å gi en forståelse av de fundamentale prosessene som er i virksomhet i universet. Dessuten inneholder boken en del historisk bakgrunnsstoff og korte biografier av fremtredende personligheter i astronomiens historie. Fremstillingen i boken er holdt på et populært nivå. Likevel er det vanskelig å komme utenom enkelte fag­ uttrykk og begreper som kan være ukjente for noen. For å lette lesingen er det derfor bakerst i boken laget en oversikt med korte forklaringer på enkelte viktige ord og uttrykk. På samme side finnes også en forklar­ ing på noen regler for skriving av tall og bruk av enhe­ ter som er benyttet i boken. Erik Tronstad

Universet omkring oss Astronomiske avstander... Et lysår... Vår sol sammenlignet med andre stjerner... Introduksjon av stjerner, tåker og galakser... Universets enorme størrelse... Tidlige spekulasjoner om universets størrelse... De første forsøkene på å måle stjerneavstander... Solsystemets egentlige plass i universet

Stjernene er, som Solen, selvlysende kuler av gass som produserer energi ved kjernereaksjoner. Stjernenes avstander fra Jorden og hverandre er enorme. Den nærmeste stjernen, Proxima Centauri (en svak, rød stjerne i stjernebildet Centaurus (Kentauren)), ligger over 40 millioner millioner kilometer borte, omtrent 270 000 ganger lenger bort enn avstanden mellom Solen og Jorden. Når man skal arbeide med astronomiske avstander, er det lite praktisk å bruke enheter som meter eller kilometer. Som enhet benyttes heller den avstanden lys i vakuum tilbakelegger i løpet av ett år. Med en hastighet på 300 000 km/s bruker lys 1,3 sekun­ der på å dra fra Månen til Jorden, 8,3 minutter på å nå Jorden fra Solen og omtrent 5,4 timer på å tilbakelegge avstanden fra So­ len til Pluto. En lysstråle trenger imidlertid 4,3 år på å nå oss fra Proxima Centauri, noe som bedre enn noe annet viser hvor enorme avstandene mellom stjernene er. Avstanden lys i vakuum tilbakelegger i løpet av ett år, ca 9,46 millioner millioner kilometer, kalles ett «lysår» og viser seg å være en passende enhet for å beskrive avstander i universet. Avstanden til Proxima Centauri er 4,3 lysår, og i vår del av Melkeveisystemet er den gjennomsnittlige avstanden mellom stjernene 3-4 lysår, noe som trygt kan sies å være meget romslig.

Jorden og universets sentrum Sivilisasjoner som de i Egypt og Kina utførte nyttige observasjoner av kometer og formørkelser, men hadde ingen idé om hvordan universet egentlig er. Egypterne trodde det hadde form som en firkantet boks, med et flatt tak som ble holdt oppe av søyler i de fire kardinalpunktene. Søylene var forbundet med en hylle. På den fløt den himmelske elven Ur-nes som fraktet båtene med Solen, Månen og andre guder. Den egyptiske faraoen Amenhotep 4. (også kalt Akhnaton, regjerte ca 1364-1346 f. Kr.) grunnla til og med en ny solgud, men den ble forkastet etter hans død. Først med grekerne ble astronomien en ekte vitenskap. Frem til den første av de store greske filosofene, Thales fra Milet, hadde man tydd til mytologi for å beskrive den fysiske verden. Med innsikten om at Jorden er en kule og ikke flat, ga en eller to av de greske filosofene, som Aristarkhos fra Samos, Jorden status som en planet i bane rundt Solen. Dessverre var det få som støttet Aristarkhos, og senere grekere helte til synet om en sentral, stillestående jord. Ptolemaios fra Alexandria, som var den siste av de store greske astronomene, holdt fast ved at Jorden ikke kunne rotere, ellers ville det være en konstant vind fordi den roterte under atmosfæren. På den annen side var Ptolemaios en fremragende observatør og matematiker, og hans teori om universet besto helt til 1500-tallet. Ifølge den var Solsystemet hele Universet med Jorden i sentrum og de fjerne stjernene var bare like utenfor den fjerneste planeten. Først i 1530 ble det antydet at stjernene ligger mye lenger fra oss enn planetene, og / 1543 kom Kopernikus' teori om at Jorden går i bane rundt Solen, og ikke omvendt. ■4 En overrasket observatør, som har stukket hodet ut gjennom himmelkulen, ser videre utover mot mekanismen som holder Kosmos i gang. Denne middelaldertegningen illustrerer det lenge dominerende syn at stjernene var festet til en kule som roterte rundt Jorden én gang per døgn, og ble holdt i bevegelse av en mekanisme utenfor kuleskallet.

6

Størrelsen på universet

6

Barnards stjerne

11

Wolf 359

UNIVERSET OMKRING OSS

6

Sculptor

12

NGC 185

Det observerbare univers

(radius 15 milliarder lysår)

2 3

5 6 8

Q0420-388 PKS 0237-33 3C9 3C 454-3 PKS 2126-158 PKS 2000-330 3C 345 Indus

10 12

13

Hercules Perseus Coma Deh lokale superhop 3C273

7

8

Selv om rommet mellom stjernene (det interstellare rom) etter jor­ diske forhold nærmest må sies å være et fullkomment vakuum, inneholder det mye stoff i form av spredt gass og små støvpartikler. Noen av gass-skyene kan ses som lysende flekker på himmelen. De kalles «tåker» eller «nebulae» etter det latinske ordet for «sky». De fleste tåkene gir seg til kjenne ved radiostråling eller infrarød stråling som de sender ut. Nye stjerner blir stadig til i slike gassog støvtåker. Naboer i Melkeveisystemet Solen er medlem av et system av stjerner, gass og støv kalt Melke­ veisystemet. Dets diameter er omtrent 100 000 lysår, og det inne­ holder rundt 100 milliarder (1011) stjerner. Utenfor vårt eget stjernesystem kan astronomene se milliarder andre galakser. Mange av dem er mindre enn Melkeveisystemet, men noen er atskillig større. Vår galakse er medlem av en liten gruppe på omtrent 30 galakser som kalles Den lokale gruppe. De fleste galakser er medlemmer av galaksehoper, som kan inneholde flere tusen galakser. Det ser også ut til at galaksehopene videre er samlet i større hoper, som kalles superhoper. Melkeveisystemet har to mindre satellittgalakser, Den store og lille magellanske sky, som ligger henholdsvis 160 000 og 190 000 lysår fra oss. De er oppkalt etter den portugisiske sjøfareren Fernando de Magellanes (1480-1521). Navnet har de fått fordi de er om­ talt i beretningene fra historiens første jordomseiling, som det me­ ste av veien ble ledet av Magellanes.

Tilbakeblikk i tid Den nærmeste galakse av tilsvarende størrelse som vår egen er Andromeda-galaksen, eller M31. I en avstand av 2,2 millioner lysår kan den såvidt ses med det blotte øye en klar, mørk natt og er det desidert fjerneste objekt som kan ses uten noe hjelpemiddel. Lyset vi nå mottar fra M31, ble sendt ut for 2,2 millioner år siden. Det viser derfor ikke galaksen slik den er nå, men som den var den gang. Jo lenger utover i universet astronomene observerer, jo mer «foreldet» blir den nye informasjonen de får. Dette oppveies imidlertid av at de kan studere fjerne deler av universet slik de var for milliarder av år siden, og kan på denne måten prøve å kartlegge hvordan universet har utviklet seg. I tillegg til «vanlige» galakser, finnes det også mange slags meget aktive galakser som sender ut langt mer energi enn normale galak­ ser. Blant disse finner vi radiogalakser og kvasarer. Sistnevnte sen­ der ut så mye lys at de kan ses over avstander på mer enn 10 milliarder lysår. Universet inneholder også uhyre tynt intergalaktisk stoff og stråling. Nyere observasjoner tyder dessuten på at det synlige materialet i galakser bare er en liten del av den totale stoff­ mengden som finnes der, men at det meste materialet ikke sender ut stråling som kan registreres. Hele universet ser ut til å utvide og utvikle seg. Astronomene kan nå observere ut til avstander på over 10 milli­ arder lysår og langt tilbake i tid, til en tid hvor universet var mye yngre enn det nå er. I denne sammenheng blir avstandene innen solsystemet mikroskopiske. ► Da jarlen av Rosse (1800-1867) tegnet denne spiralgalaksen i 1845, var hans teleskop det eneste som var kraftig nok til a kunne vise spiralformen i objekter vi nå vet er galakser. Hva de egentlig var, visste man ikke den gang. Først i 1923 ble det endelig bevist at spiralgalaksene og andre såkalte «stjernetåker» ligger utenfor Melkeveisystemet, de fleste mange millioner lysår borte.

Universets virkelige størrelse Det var helt umulig for de tidlige astronomene å ha noen forestilling om hvor stort universet egentlig er, men endelig ble man klar over at Solen er langt borte. Ptolemaios oppga avstanden til 8 millioner kilometer. Stjernene var opplagt enda lenger borte, men man var da ikke klar over at de er egne soler. Man trodde de var lamper festet på en usynlig krystallhvelving. Da det ble klart at Jorden beveger seg rundt Solen, noe som ikke har vært omstridt etter 1687, da Newton publiserte sin gravitasjonsteori, ble det reist spørsmål om Solens forhold til stjernene. Thomas Wright (1711-1786) mente universet kunne være uendelig. Den store danske astronomen Tycho Brahe hadde allerede vist at stjernene må ligge mye lenger borte enn Solen. Faktiske avstandsmålinger viste seg imidlertid å være svært vanskelige å foreta. Selv William Herschel, en av tidenes største observerende astronomer, måtte gi opp å måle stjerneavstander, men han oppdaget at mange dobbeltstjerner virkelig er forbundet med hverandre og ikke bare tilfeldigvis ligger i samme retning på himmelen. I 1838 greide den tyske astronomen Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) å måle avstanden til den lyssvake stjernen 61 Cygni, ca 11 lysår. Han brukte parallaksemetoden. Andre målinger fulgte. Parallaksemetoden virker bra for forholdsvis nære stjerner, men ikke for de som ligger mer enn noen hundre lysår borte. Derfor ble mer indirekte metoder laget. Neste skritt var å bestemme status for vårt stjernesystem, Melkeveisystemet. Utgjorde det hele universet, eller bare en del av det? Noe endelig svar på dette kom ikke før i 1923 da Edwin Hubble (1889-1953) observerte kortperiodiske stjerner i «spiraltåkene» og viste at disse objektene er selvstendige galakser. I dag vet vi at universet er langt større enn de tidlige astronomer kunne ant. De fjerneste objektene vi kan se, ser vi slik de var lenge før Jorden ble til.

En himmel i bevegelse Presentasjon av stjernenes bevegelser... «Himmel­ kulen»... Definisjon av en stjernes nøyaktige posisjon... Mønstre på himmelen... Stjernebildene... Polstjernens betydning... Berømte stjernebilder... Astronomi og astrologi - to vidt forskjellige verdener

Stjernenes tilsynelatende bevegelse Meridian

syd

Øst

Vest

Himmelens ekvator

Nordlige himmelpol

For en observatør på Jorden ser himmelen ut som en hvelving be­ grenset av horisonten. Punktet rett over hodet kalles senit og den tenkte sirkelen gjennom senit og nord- og sydpunktene i horison­ ten er observatørens meridian. Stjerner står opp over den østre horisonten og beveger seg over himmelen i vestlig retning. De står høyest på himmelen idet de passerer meridianen og samtidig står i syd (på den nordlige halvkule), kalt meridianpassasje eller øvre kulminasjon. Utover natten synker de lavere på himmelen og går til slutt ned under den vestlige horisonten. Denne bevegelsen er ikke virkelig, men bare tilsynelatende, og skyldes Jordens rotasjon fra vest mot øst. For å kunne definere stjernenes posisjoner, er det imidlertid bekvemt å forestille seg at de er festet til en enorm kule, himmelkulen, som roterer rundt Jorden én gang per døgn. Hvis jordaksen utvides utover i rommet, møter den den tenkte kulen i to punkter, den nordlige og sydlige himmelpol. Hvis Jordens ekvatorplan utvides ut i rommet på sam­ me måte, treffer det himmelen i en sirkel kalt himmelens ekvator. Stjernenes posisjoner defineres med utgangspunkt i himmelpolene og himmelens ekvator. For en observatør pa Jordens nordpol er den nordlige himmelhalvkule rett over, og stjernene ser ut til å bevege seg langs sirkler med sentrum i polen og parallelt med horisonten. Himmelens ekvator faller sammen med horisonten, og hele den sydlige himmelhalvkule er permanent gjemt under horisonten. En observatør ved ekvator ser noe helt annet. Himmelens ekvator passerer rett over hodet og polene faller sammen med nord- og sydpunktene på hans horisont. Selv om bare halve himmelkulen er synlig til en gitt tid, er hver del av himmelen synlig ved et eller annet tidspunkt. For en observatør som befinner seg mellom ekvator og en av polene, kan himmelen deles opp i tre deler. Stjerner nær den nær­ meste polen går aldri ned; stjerner nær den fjerneste polen kommer aldri opp, og de på den midtre del av himmelkulen står opp og går ned på vanlig måte.

Jorden

----------------------------------Jordaksen

Sydlige himmelpol

Senit

Horisont

Senit

Meridian

0 S

Horisont

V

▲ (1) viser en stjernes tilsynelatende bevegelse over himmelen. Jordens rotasjon får det til å se ut som om himmelen roterer fra øst mot vest (2). Sett fra polene (3) ser stjernene ut til å bevege seg parallelt med horisonten, mens de ved ekvator (4) står opp og går ned vertikalt.

◄ En gruppe studenter ved University of California driver med praktiske øvelser i 1895, noe som gjenspeiler amatørastronomiens popularitet.

10 Astronomene kan lokalisere et objekt på himmelen ved å bruke bare to koordinater

Hvis stjernene kunne ses om dagen, ville man se at Solen stadig endrer posisjon i forhold til stjernebakgrunnen. I løpet av ett år ville den bevege seg langs en hel sirkel, ekliptikken. Fordi Jordens ekvatorplan gjør en vinkel på ca 23°,5 med jordbaneplanet, ligger ekliptikken på skrå i forhold til himmelens ekvator med samme vinkel og krysser den i to punkter, jevndøgnspunktene. Vårjevndøgnspunktet er der hvor Solen passerer ekvator fra syd mot nord rundt 21. mars hvert år; ved høstjevndøgnspunktet passerer den tilbake fra nord mot syd, omtrent seks måneder senere. Mellom jevndøgnspunktene ligger solvervpunktene der ekliptikkens av­ stand fra himmelens ekvator er størst. Posisjoner på himmelen Posisjoner på jordoverflaten angis med bredde og lengde, noe alle som har studert et kart vet. Bredden er vinkelavstanden nord eller syd for ekvator mens lengden er vinkelavstanden øst eller vest for meridianen gjennom Greenwich. Astronomene bruker et tilsvar­ ende system for å måle og referere til posisjoner på himmelen. Deklinasjon er vinkelen, målt nordover (+) og sydover (-), mellom himmelens ekvator og den aktuelle stjernen. Rektascensjon er vin­ kelen målt mot klokken (østover) fra vårjevndøgnspunktet. Rektascensjonen ligger mellom 0° og 360°, men uttrykkes i tidsenheter, fra 0 til 24 timer. (Dette er av historiske grunner som har sammen­ heng med Jordens rotasjon og målinger av stjerner for å korrigere klokker.) En time tilsvarer 15° siden det er denne vinkelen Jorden dreier i løpet av én time. 1° tilsvarer følgelig 4 minutter, som er den vinkelen Jorden bruker 4 minutter på å dreie.

EN HIMMEL I BEVEGELSE

11

Nordlige himmelpol

'

Himmelkulen

A

Stjernene i dette området er alltid synlige

◄ Himmelkulen sett av en observatør ved 60° N (observatøren er på innsiden og ser ut). Rektascensjon og deklinasjon løper langs og står vertikalt på himmelens ekvator. Stjernene ser ut til å sirkle rundt himmelpolene. For denne observatøren er stjernene i område A sirkumpolare, de går aldri ned, stjernene i område B står opp og går ned, og i område C står de aldri opp.

Stjernene i dette området er aldri synlige

C

Sydlige himmelpol

▲ Mens Jorden beveger seg langs sin bane, ser Solen ut til å beskrive en sirkel på himmelkulen, ekliptikken, som ligger i samme plan som Jordens bane (A). Fordi Jordens ekvatorplan gjør en vinkel på ca 23°,5 med baneplanet (B), står himmelens ekvator og ekliptikken på skrå i forhold til hverandre med samme vinkel (C). Ett av de to punktene hvor disse sirklene krysser hverandre, er vårjevndøgnspunktet (I) som er et referansepunkt for posisjonsbestemmelser.

▲ For en observatør, O, som ser på en stjerne, X, er deklinasjonen til X (o) vinkelen X’OX målt vertikalt på himmelens ekvator. Verdiene for deklinasjon varierer fra 0° for en stjerne på himmelens ekvator til ±90° for stjerner ved den nordlige (+) og sydlige (-) himmelpol. Rektascensjonen til X (a) er vinkelen TPX (= vinkelen TOX’), vinkelen mellom vårjevndøgnspunktet (T) og stjernen målt østover fra T og uttrykt i tidsenheter (timer, minutter, sekunder).

12

Stjernebildene Enkelte stjernegrupper ser ut til å danne visse figurer på himmelkulen, og disse gruppene kalles stjernebilder. Stjernebildene har ingen fysisk betydning. De består av stjerner som tilfeldigvis ligger i om­ trent samme retning sett fra Jorden, men som oftest i vidt forskjelli­ ge avstander fra Solen og hverandre. Det finnes 88 stjernebilder som til sammen dekker hele himmelkulen. Mange av dem har fått navn etter mytologiske skikkelser som Andromeda, datteren til Cepheus og Kassiopeia, og Orion, Jegeren. I de fleste tilfeller er det svært liten likhet mellom stjernebildet og skikkelsen det er opp­ kalt etter. De lyseste stjernene i hvert stjernebilde betegnes med greske bokstaver, med a som den lyseste, mens selve stjernebildene har latinske navn. Sirius (himmelens mest lyssterke stjerne bortsett fra Solen) betegnes derfor også som a Canis Major, den lyseste stjer­ nen i Canis Major (Store hund). Det best kjente stjernebildet på den nordlige halvkule er Ursa Major, Store bjørn, som inneholder en meget kjent gruppe på syv stjerner kalt Karlsvogna. (En gruppe innen et stjernebilde kalles en «asterisme».) De to stjernene forrest på selve vogna kalles «veivi­ serne» fordi en tenkt linje trukket gjennom dem peker mot Polaris, en stjerne som ligger mindre enn 1° fra den nordlige himmelpol, og følgelig kalles Polstjernen. Det mest fremtredende av alle stjer­ nebildene, og som kan ses fra hele jordoverflaten fordi det ligger ved himmelens ekvator, er Orion. Disse to lett identifiserbare stjer­ nebildene er nyttige utgangspunkter for å kunne lokalisere andre. ◄ Dette bildeteppet fra Bali viser astrologiske stjernetegn og symboler, bare én av flere mulige fortolkninger av mønstrene stjernene kan se ut til a danne pa natthimmelen.

▲ Bevegelsene til de enkelte stjerner endrer stjernebildenes utseende. Her ser vi Karlsvogna slik den var for 100 000 år siden (A), er nå (B) og vil om ca 100 000 år bli (C).

Astronomi og astrologi I tidligere og mer primitive tider var det naturlig å se på himmellegemene som guder, eller i det minste som gudenes tilholdssteder. Senere endret dette synet seg, men de fleste trodde fortsatt at posisjonene til Solen, Månen og planetene ved fødselsøyeblikket kunne ha stor betydning for et barns fremtid. Den første som trakk et skille mellom astronomi og astrologi, var Isidor (ca 560636 e.Kr.) fra Kartago som ble biskop i Sevilla. Stjernebildene kan imidlertid ikke ha noen betydning for et menneskes skjebne. To stjerner som står nær hverandre på himmelen, og i samme stjernebilde, kan ligge langt fra hverandre i rommet. De to lyseste stjernene i Orion, Betelgeuse og Rigel, ligger for eksempel 500 og 900 lysår fra oss slik at Rigel er nesten like langt fra Betelgeuse som Jorden er. De ser bare ut til å ligge i nær samme retning sett fra Jorden. Sett fra en planet mellom dem, ville Betelgeuse og Rigel se ut til å ligge i motsatte retninger på himmelen. Likevel holdt astrologien lenge stand, og ble ansett som en vitenskap helt frem til 1600-tallet. Til og med i vår tid finnes det mennesker som prøver å bevise at et menneskes personlighet har forbindelse med planeters og stjerners posisjoner på himmelen.

Observasjoner av universet Presentasjon av det observerbare univers... Teleskoper kontrollert av datamaskiner... Fra foto­ grafiske plater til silisiumbrikker... Verdens fremste observatorier... Radioastronomi - de største tele­ skopene... Infrarød astronomi - den mest følsomme... Problemer med nøyaktighet for de tidligste observatørene... Astronomene i Herschelfamilien

Gammastråling (mindre enn 10 pikometer) Røntgenstråling (10 pikometer - 10 nanometer)

Ultrafiolett stråling (10-400 nanometer)

Synlig lys (400-700 nanometer) Infrarød stråling (700 nanometer - 1 mm)

Radiostråling (1 mm - 100 km)

▲ Bølgelengdene i det elektromagnetiske spektrum

Praktisk talt all informasjon om universet innhentes via elektro­ magnetisk stråling. Lys og andre former for elektromagnetisk strå­ ling oppfører seg på mange måter som bølger, hvor bølgelengden er avstanden mellom påfølgende bølgetopper. Det menneskelige øye sanser bare bølgelengder mellom 400 nm og 700 nm, men spektret av bølgelengder er mye større enn dette. Dette kalles det elektromagnetiske spektrum og er oppdelt (fra de korteste til de lengste bølgelengdene) i gammastråling, røntgenstråling, ultrafio­ lett stråling, synlig lys, infrarød stråling og radiostråling. I andre sammenhenger oppfører den elektromagnetiske strålingen seg som en strøm av små partikler, fotoner, som ikke har noen hvilemasse, men en energimengde som er omvendt proporsjonal med bølge­ lengden. Gamma- og røntgenfotoner har følgelig svært høy energi, mens infrarøde fotoner og radiofotoner har lav energi. Atmosfæren hindrer stråling på de fleste bølgelengder i å nå jordoverflaten. Satellitter i baner over atmosfæren kan imidlertid observere over hele spektret. Siden starten på «romalderen» har instrumenter i satellitter åpnet nye «vinduer» mot universet og snudd opp-ned på mange av de forestillingene vi hadde om det. Også bakkebasert astronomi har hatt stor glede av utviklingen in­ nen elektronikk og datateknologi.

Instrumenter brukt av de tidlige observatørene Observasjoner med det blotte øye er underlagt sterke begrensnlnger. Bruk av nøyaktige måleinstrumenter gjør det mulig å bestemme stjerneposisjoner med rimelig nøyaktighet og følge planetbevegelser, men det er umulig å finne ut noe om himmellegemenes fysiske egenskaper. Likevel lærte de som observerte før teleskopet ble oppfunnet, forbausende mye. Tycho Brahes stjernekatalog, laget mellom 1576 og 1596 bare ut fra observasjoner med det blotte øye, var et mesterverk. Det er sørgelig at Brahe, som ville hatt stor nytte av et teleskop, døde mindre enn 10 år før det ble oppfunnet. Også Galilei var en dyktig observatør. Historikere har nylig vist at mens han plottet posisjonene til Jupiters måner i januar 1613, så han også planeten Neptun, uten å være klar over at det var en planet. Selv om Kepler ikke observerte i det hele tatt, primært på grunn av dårlig syn, fant han opp et forbedret okular. Siden Galileis refraktor har reflektoren, oppfunnet i 1671, blitt det langt viktigste astronomiske instrument.

< Observatoriet i Peking i 1747. Selv om det ikke finnes noen teleskoper, kan vi se ulike avanserte måleinstrumenter. De kom opprinnelig fra Vest-Europa på 1600-tallet. Personene ved kvadranten oppe til venstre gir et visst inntrykk av størrelsen.

En familie av astronomer Herschel-familien Få familier har hatt mer å si for astronomien enn Herschel-familien. Den første var Wilhelm, alltid kalt William fordi han tilbrakte nesten hele livet i England. Han var født i 1738 i en musikalsk familie i Hannover. Faren ledet et militærkorps, og også William gikk inn i det som musiker. Under militærtjenesten besøkte han England og lærte å snakke engelsk. Etter at han var ferdig med militærtjenesten, vendte han tilbake til England som musikklærer. Han var imidlertid en dyktig organist og ble etter en tid organist ved Octagon Chapel i byen Bath. Herschel ble interessert i astronomi etter å ha lest noen bøker om temaet. Han lånte et lite teleskop, men syntes det var for dårlig og bestemte seg for å lage en reflektor. Ved midten av 1770-tallet hadde han allerede startet med systematiske observasjoner. I 1781 oppdaget han planeten Uranus og ble med ett slag berømt. Kong George 3. utnevnte ham til sin privatastronom, og som dette fortsatte Herschel sine studier av himmelen. Med hjelp av sin søster, Caroline, som hadde kommet fra Hannover for å være hans assistent, oppdaget han flere tusen dobbeltstjerner, hoper, tåker og andre objekter.

▼ Caroline Herschel, søster av William, var også en begavet musiker. Hun forlot et slitsomt liv ved familiens hjem i Hannover for å bli Williams assistent, og var villig til å tilbringe mange ubehagelige timer i astronomiens tjeneste. Selv var hun også en dyktig astronom og oppdaget åtte kometer. Etter Williams død vendte hun tilbake til Hannover, noe hun angret på. Da hun døde i 1848, var hun hele 98 år gammel.

Williams sønn John Da William Herschel døde i 1822, hadde han utforsket nordhimmelen. Hans sønn John (17921871) utvidet dette til sydlige stjerner. På 1830tallet tilbrakte han noen år ved Kapp det gode håp og bygde et observatorium ved Feldhausen. Han nedla et stort arbeid og laget den første detaljerte katalog over stjerner på den sydlige himmelhalvkulen, samt observerte Halleys komet da den vendte tilbake i 1835. John Herschel sluttet med astronomiske observasjoner da han kom tilbake fra Feldhausen i 1838, men brukte mange år på å bearbeide observasjonene sine og var aktiv på tilstøtende områder. Hans bok «Innføring i astronomi» ble i flere tiår brukt som lærebok. Et annet medlem av familien, Alexander, ble kjent for sine studier av meteorer og meteoritter.

John Herschel overtok der faren sluttet, og fraktet et av Williams teleskoper til Feldhausen i Sør-Afrika. Der bygde han et observatorium for å kartlegge sydhimmelen. Blant objektene han observerte derfra, var Halleys komet i 1835, som han betraktet som en uvelkommen forstyrrelse. «For å være ærlig er jeg glad den er borte igjen,» skrev han til sin tante i Hannover. Både far og sønn ble slått til riddere for sin vitenskapelige innsats. Johns tegning av Oriontåken er vist over til venstre.

◄ William Herschel var profesjonell musiker til han oppdaget Uranus fra hagen sin i Bath. Han var aldri velstående og måtte lage sine egne teleskoper istedenfor å kjøpe dem. Etter å ha oppdaget Uranus, fikk han en liten godtgjørelse som kongens privatastronom. Økonomien bedret seg senere da han giftet seg i 1788.

William Herschel var en av de første «profesjonelle» astronomene

William Herschel fullførte sin «12-metersreflektor» i 1787, og denne tegningen ble offentliggjort i 1819. Teleskopet hadde et speil med en diameter på 1,3 m, de 12 metrene henviser til brennvidden. Med dette teleskopet, som var meget uhåndterlig og tungvint å bruke, oppdaget Herschel Mimas og Enceladus, to av månene til Saturn. Bildet i sirkelen (over) viser et nytt teleskop med en speildiameter på 4,2 m som bygges pa en av Kanariøyene og er oppkalt etter William Herschel.

16 Kvaliteten på observasjoner som foretas med moderne teleskoper, begrenses av atmosfæren

Optisk astronomi Optiske teleskoper bruker linser og speil til å samle synlig lys og danne bilder av fjerne objekter. Observatører kan da se bildene direkte, fotografere dem eller forsterke og analysere dem elektro­ nisk. Jo større teleskopets blenderåpning er, jo mer lys samler det og kan dermed «se» mer lyssvake og fjerne objekter. Teleskopets lyssamlende evne er proporsjonal med arealet av linsen eller speilet (det vil si med kvadratet av radien). Et 5-metersteleskop vil dermed samle 25 ganger så mye lys som et 1-metersteleskop. I prinsippet øker teleskopets oppløsningsevne (evnen til å skjelne detaljer) med diameteren, men i praksis ødelegger turbulens i atmosfæren bilde­ ne så mye at store teleskoper på jordoverflaten ikke kommer i nær­ heten av sin teoretiske oppløsningsevne. De fleste store, nyere teleskoper er reflektorer med speildiametre rundt 4 m, men atskillig større teleskoper planlegges. For å holde kostnadene og de tekniske problemene med å lage så store speil i ett stykke nede, vil disse speilene sannsynligvis bli satt sammen av flere segmenter, eller vil bestå av flere speil ved siden av hver­ andre, slik som det man nå har på Mount Hopkins i USA. Der er seks speil, hvert med diameter 1,8 m, montert ved siden av hver­ andre slik at de til sammen har samme lyssamlende evne som ett speil med diameter 4,5 m. I et speil med flere segmenter vil segmentenes posisjon bli styrt av en datamaskin. For observasjoner av lyssvake objekter er film eller fotografiske plater langt mer effektive enn det menneskelige øye. Disse mediene foretar dessuten en permanent registrering, av kanskje millioner av stjerner, på én eneste plate. Til forskjell fra hos øyet integreres her lysmengden (hvilket betyr at innen visse, praktiske grenser ak­ kumuleres den mottatte lysmengden slik at film kan registrere ob­ jekter som er altfor svake til å kunne ses med det blotte øye). Til tross for dette kan film bare nyttiggjøre seg noen få prosent av strålingen som treffer den, og for mange formål er moderne elektronikk langt mer effektiv.

▲ Den tredje jarlen av Rosse, William Parsons Rosse.

► Jarlen av Rosses store teleskop ved Birr Castle i Parsonstown ble ferdig i 1845 og forble verdens største så lenge det var i drift, til 1909.

«Parsontowns Leviatan» Historien om den tredje jarlen av Flosse, William Parsons Rosse (1800-1867), er en av de mest bemerkelsesverdige i astronomiens historie. Etter å ha studert vitenskap ved et universitet, ble han interessert i astronomi. Alt som ung mann bestemte han seg for å bygge et stort teleskop. Han laget en 91,5 cm-reflektor, basert på Herschels reflektorer. Den ble ferdig i 1836 og viste seg å være meget vellykket. Lord Rosse var imidlertid ikke fornøyd og bestemte seg for å bygge et teleskop med et 183 cm speil, langt større enn noen før hadde prøvd på. Tidens teknikker for glass-støpning var utilstrekkelige, så speilet måtte lages av bronse, som Herschels teleskop. Etter et mislykket forsøk greide lord Rosse å støpe den store skiven, som han senere slipte til riktig geometrisk form. Så kom problemet med teleskopmonteringen. Det ville vært umulig å lage det fullt manøvrerbart. Isteden monterte lord Rosse teleskoprøret mellom to massive steinmurer med en akse ved bunnen. Synsfeltet på himmelen var dermed begrenset til en smal stripe på hver side av meridianen. Likeledes kunne ethvert observasjonsobjekt bare holdes innenfor synsfeltet en kort stund før røret ble stoppet av en av veggene. Teleskopet var uhåndterlig og hadde ingen søker, men dets lyssamlende evne var fremragende. I 1845, like etter at det var ferdig, oppdaget lord Rosse spiralformen på noen av de objektene vi nå kaller galakser. Frem til de store refraktorenes tidsalder var denne «Parsontowns Leviatan» i en særklasse. Først i 1917 ble det bygd en større reflektor, 2,5m ete ren ved Mount Wilson.

OBSERVASJONER AV UNIVERSET

17

► Flere store teleskoper befinner seg på Kitt Peak i Arizona, blant dem verdens største solteleskop (helt til venstre på bildet) og en moderne 4-metersreflektor (som står i den store bygningen til høyre). Det kan by på mange problemer å velge sted for et observatorium. Det må ligge høyt for å minimalisere forstyrrelsen fra atmosfæren, på et sted med gode værforhold og langt fra «lysforurensningen» fra tettsteder. Kitt Peak tilfredsstilte disse kravene, men skapte andre problemer. Det ligger i Papagoindianernes reservat og Babuquivari, et fremtredende landemerke fra toppen av Kitt Peak, er et hellig fjell for dem. De betrakter det som universets sentrum, med gudene boende i huler like ved. Før forhandlingene ble avsluttet, måtte astronomene gi sikre garantier for at hulene aldri skal bli forstyrret.

Moderne elektroniske instrumenter Fotomultiplikatoren består av en lysfølsom overflate, fotokatoden, som sender ut elektroner (elektrisk ladete partikler) når den treffes av lys. Høy spenning akselererer dem ned et rør hvor de kolliderer med andre elektroder. Ved hver kollisjon frigjøres flere elektroner slik at det ut kommer en strøm som er proporsjonal med den innkommende lysmengden. Styrken på denne strømmen gir et mål på lysstyrken av svake kilder. I en bildeforsterker akselereres elektronene som sendes ut av en fotokatode til høye hastigheter og fokuseres magnetisk på en lysemitterende skjerm. Dette danner et bilde som er mye lysere enn det som dannes i teleskopets brennplan. Et system for å telle fotoner går ett skritt lenger. Et bilderør observeres av et fjernsynskamera, og

◄ 2,5-metersteleskopet ved Mount Wilson i California ble innviet av grunnleggeren av observatoriet, George Ellery Hale, i 1917, 8 år etter at jarlen av Rosses teleskop ble tatt ut av bruk. I 30 år var det størst i verden, til 5-meteren ved Mount Palomar ble bygd. Fremdeles er det et av de største teleskopene i USA, men ble av økonomiske grunner nedlagt 25. juni 1985.

▲ Dagens astronomer bruker datamaskiner til å kontrollere driften av og lagre data fra teleskoper. Bildet viser kontrollkonsollet ved det engelsk-australske teleskopet i Siding Spring i Australia. Ved teknikker for bildeforbedring kan man ved hjelp av datamaskiner isolere små variasjoner i strålingens bølgelengde eller intensitet, og presentere dem i farger.

en datamaskin fjerner uønsket bakgrunnsstøy slik at man får et bilde som er opptil én million ganger lysere enn det innkommende lyset. «Charge-coupled device» (CCD) er en silisiumbrikke som er oppdelt i en rekke små kvadrater (bildeelementer). CCDen eksponeres en viss tid ved brennplanet i et teleskop. I hvert bildeelement bygges det opp en elektrisk ladning proporsjonal med lysmengden i teleskopbildet. Ladningen avleses så fra hvert element og lagres og bearbeides i en datamaskin til et sterkt forbedret bilde. CCDer samler lys meget effektivt og utnytter ca 70% av lyset som treffer dem. Takket være moderne elektroniske sensorer kan astronomene ta bilder med langt kortere eksponeringstider enn når de bruker film. Dermed kan flere observasjoner gjøres hver natt.

A. Denne silisiumbrikken er delt opp i 385 x 576, totalt 221 760, små kvadrater. Hvert kvadrat, eller bildeelement, registrerer lyset som treffer det og sender dataene til datamaskinen for nærmere analyse. Dette er «øyet» i en «charge-coupled device» (CCD) som i stadig større grad brukes av astronomer.

18 Noe av den viktigste informasjonen som ankommer fra rommet, fraktes av stråling like utenfor det spektralområdet øyet kan sanse

◄ Dette nye teleskopet er montert i en kuleformet betongbygning og er en prototyp på et nytt interferometer for astronomiske observasjoner som er under bygging i det sydøstlige Frankrike.

▲ Mauna Kea, en utdødd vulkan pa en av Hawaii-øyene, er et av de beste stedene for astronomiske observasjoner man kjenner til på hele jordkloden. De to nærmeste domene inneholder infrarøde teleskoper.

▼ «Multi-Mirror Telescope» (MMT) på Mount Hopkins i Arizona, bruker en laser for å stille inn de seks speilene. Hele teleskopet er billigere enn en konvensjonell reflektor med samme lyssamlende evne.

OBSERVASJONER AV UNIVERSET

Interferometret

4 Radiobølger treffer Jorden som bølger ruller inn mot en strand. Hvis toppene ankommer to radioantenner (A,B) samtidig, vil resultatene fra A og B adderes (1). Hvis en topp ankommer B mens en bunn ankommer A, vil de oppheve hverandre (2).

Konstruktiv interferens

19

Radioastronomi Radioteleskoper kan ha svært ulike konstruksjoner. De enkleste be­ står av en dipol (ledningsstump) mens de mest avanserte er fullt styrbare tallerkenantenner som samler radiobølger og fokuserer dem på radiomottakere. Oppløsningsevnen for et teleskop avhenger av forholdet mellom bølgelengden pa den innkommende stråling og instrumentets dia­ meter. For en gitt diameter gjelder at jo lengre bølgelengde, jo dårli­ gere oppløsning. Radioteleskoper brukes ofte på bølgelengder som er én million ganger lengre enn synlig lys. For å oppnå samme oppløsning som et optisk teleskop, måtte man ha radioteleskoper med én million ganger større diametre enn optiske teleskoper. Selv pa sin korteste operasjonelle bølgelengde (ca 2 cm) har verdens største styrbare radioteleskop, 100-metersteleskopet ved Effelsburg i Vest-Tyskland, en oppløsning som ikke er bedre enn det blotte øye (omtrent ett bueminutt). Dette problemet kan overvinnes ved en teknikk kalt interferometri. I sin enkleste utgave består et radiointerferometer av to telesko­ per atskilt med en kjent avstand, basislinjen. Etter hvert som en radiokilde beveger seg over himmelen pa grunn av jordrotasjonen, er bølgetoppene som treffer de to antennene vekselvis i fase og motfase. Hvis observasjonene slas sammen, vil innkommende bøl­ ger interferere og enten forsterke eller oppheve hverandre. Analyse av interferensmønsteret avslører kildens detaljerte struktur med langt større nøyaktighet enn dataene fra én enkelt antenne kan gjøre. Jo større basislinjen er, jo bedre er oppløsningen. ◄ Teknikken bak Very Large Array ble utarbeidet av engelskmannen sir Martin Ryle. Med de bevegelige antennene kan det bygges opp detaljerte «radiobilder» av himmelen.

▼ Verdens største tallerkenformete radioteleskop er bygd i en naturlig forsenkning ved Arecibo på Puerto Rico. Selv om den ikke kan beveges, gjør størrelsen (305 m) at den kan registrere mer stråling enn noe annet tilsvarende instrument.

De største av alle teleskoper Langbasisinterferometri benytter to teleskoper flere tusen kilometer fra hverandre (opptil en avstand lik Jordens diameter). Hvert teleskop observerer samme kilde og registrerer resultatet på magnetbånd sammen med tidssignaler fra et svært nøyaktig atomur. Ved å kombinere de to datamengdene er det av og til mulig å oppnå en oppløsning på 0,001 buesekund. Aperturesyntese er en mer avansert teknikk som benytter jordrotasjonen slik at en rekke faste og bevegelige antenner kan bygge opp et bilde. Teknikken gir samme oppløsning som én eneste antenne med samme diameter som den største avstanden mellom antennene. Very Large Array (VLA) ved Socorro i New Mexico er det største instrumentet av denne typen. Det består av 27 antenner på et Y-formet jernbanespor som simulerer én antenne med en diameter på 27 km.

20

Infrarød astronomi Det meste av den infrarøde strålingen som treffer Jorden, absorbe­ res i atmosfæren, særlig av karbondioksid og vanndamp. Stråling med bølgelengder mellom 30 og 300 mikrometer kan ikke trenge gjennom atmosfæren i det hele tatt. Jordbaserte teleskoper på høye fjelltopper som er over det meste av vanndampen, kan likevel ob­ servere på noen av de kortere bølgelengdene. Infrarøde detektorer er instrumenter med elektriske egenskaper som endres når de absorberer stråling. For å minimalisere bak­ grunnsstøyen må de kjøles ned til meget lave temperaturer. Noen arbeider ved samme temperatur som flytende nitrogen (-196 °C), mens andre må kjøles helt ned til -271 °C ved bruk av flytende helium. Gjenstander med vanlig romtemperatur sender ut store mengder infrarød stråling, særlig på bølgelengdene mellom 5 og 20 mikrometer. Derfor er både atmosfæren og et teleskop kraftige kilder for infrarød stråling. For å overvinne dette har man utviklet en teknikk hvor detektoren som registrerer den infrarøde strålin­ gen, vekselvis ser på himmelen pluss en kilde og så bare på him­ melen. Ved å sammenligne resultatene kan det svake astronomiske signalet skilles ut fra bakgrunnsstøyen. Den første satellitten som helt og holdent var viet infrarød astro­ nomi, var IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) som i løpet av 10 måneder i 1983 oppdaget 245 839 infrarøde kilder over hele himmelen. Infrarød stråling med bølgelengder fra 1 mm ned til ca 0,3 mm kan observeres fra meget tørre, høytliggende steder. Dette er et lovende område for fremtidig bakkebasert infrarød astronomi. Stråling med kortere bølgelengder enn synlig lys Stråling med kortere bølgelengder enn 310 nm absorberes i atmo­ sfæren og kan bare observeres fra forskningsraketter og satellitter. Flere satellitter, som IUE (International Ultraviolet Explorer), har allerede observert Universet på ultrafiolette bølgelengder ved bruk av teleskoper og detektorer som er nokså like de man benytter innen optisk astronomi. Noen av de mest fantastiske resultatene har imidlertid kommet fra røntgenastronomien, studiet av kilder som sender ut stråling med bølgelengder fra 10 mikrometer ned til 0,01 mikrometer. Røntgenstråling registreres med instrumenter som proporsjonaltellere, hvor en gass (vanligvis argon) absorberer røntgenstråling og får den til å frigi elektroner. Disse forsterkes så flere tusen ganger til en elektrisk strøm som er proporsjonal med energien av den innkommende strålingen. Gammastråling strekker seg nedover fra bølgelengder på 0,01 mikrometer og er den mest energirike form for elektromagnetisk stråling. Forskere bruker scintillasjonstellere og gnistkamre for å registrere den. En scintillasjonsteller inneholder krystaller som om­ gjør gammastrålene til synlig lys, som så kan forsterkes av fotomultiplikatorer. Et gnistkammer består av en målplate etterfulgt av en stabel med plater som vekselvis har null og høy spenning (typisk 10 000 V). Et gammafoton som treffer målplaten, frigir et elektron og dets antipartikkel, et positron. Når disse beveger seg gjennom platestabelen, utløser de gnister som hopper fra plate til plate. Ana­ lyse av sporene etter dem angir retningen og energien til det inn­ kommende gammafotonet. Hittil har man innen gammaastronomi ikke oppnådd bedre oppløsning enn ca 1°, men det utvikles nå nye teknikker som vil kunne gjøre gammaastronomi til et viktig vekstområde i 1990-årene. Det største neste enkeltskritt fremover innen observasjonell astronomi vil komme i det synlige spektralområdet med oppskytningen av Hubble-romteleskopet.

Hubble-romteleskopet

▲ Hubble-romteleskopet (Hubble Space Telescope) som fra sin bane rundt Jorden vil kunne observere kilder som er 50 ganger mer lyssvake enn noen som kan ses med teleskoper fra Jorden.

▼ Røntgensatellitten Exosat, bygd av European Space Agency, er utstyrt med to røntgenteleskoper, blant flere andre instrumenter. Bildet viser en Exosat-modell under utprøving.

Røntgenteleskoper Hvis røntgenstråling faller vertikalt på et speil, vil den trenge gjennom det ved å passere mellom atomene i det. Følgelig kan ikke vanlige teleskoper fokusere røntgenstråling. Tidlige instrumenter brukte en kollimator (et gitter foran detektoren) for å begrense synsfeltet og slik få informasjon om hvilken retning strålingen kom fra. Nyere satellitter som HEAO 2 (Einsteinobservatoriet, 1978) og Exosat (1983) har bedre teleskoper. Disse utnytter at røntgenstråling som treffer en overflate med meget liten vinkel, ikke «ser» åpningene mellom atomene og derfor reflekteres opp fra overflaten. Flere krumme rør inne i hverandre kan fungere som «speil» som «styrer» røntgenstrålingen til et brennplan. Foreløpig har slike instrumenter gitt en vmkeloppløsning på 2 buesekunder.

Viktige egenskaper ved stjernene Lysstyrke... Avstandsmålinger... Tilsynelatende stør­ relsesklasse, absolutt størrelsesklasse og luminositet... Farge, temperatur og spektret... Oppdeling av stjerner i spektralklasser... Stjernenes størrelse og masse... Hertzsprung-Russell-diagrammet og dets betydning... Mysteriet med den «vinglende» Sirius... Rekordholdere blant stjernene

Selv i de største jordbaserte teleskopene ser stjernene bare ut som lyspunkter. Ved å anvende sine kunnskaper om fysikk og kjemi på data fra observasjoner, har likevel astronomene vært i stand til å få en detaljert forståelse av stjernenes egenskaper. Lysstyrke Lysstyrken en stjerne ser ut til å ha for en som observerer fra Jorden, angis i et gammeldags system av «størrelsesklasser» hvor de lyssvakeste stjernene har høyest verdi og de lyssterkeste lavest. En fremtredende stjerne som Spica er av størrelsesklasse 1 sett fra Jorden, mens Polaris, Polstjernen, er av størrelsesklasse 2. De sva­ keste stjernene som kan ses med det blotte øye, er vanligvis av størrelsesklasse 6, men en person med svært godt syn kan under meget gunstige forhold se stjerner ned mot størrelsesklasse 9. Det finnes 15 stjerner sterkere enn størrelsesklasse 1. Vega har for ek­ sempel størrelsesklasse 0. Stjerner som er lysere enn dette, har ne­ gative størrelsesklasser. Sirius, den lyseste stjernen på himmelen, har størrelsesklasse -1,45, mens fullmånen og Solen har størrelses­ klasser på henholdsvis -12,6 og -26,7.

Måling av stjerneavstander Avstandene til forholdsvis nære stjerner kan måles med parallakse­ metoden. Den går ut på å gjøre målinger av en stjernes posisjon i forhold til de fjernere bakgrunnsstjernene med 6 måneders mel­ lomrom, det vil si når Jorden er på diametralt motsatte sider i sin bane rundt Solen. De to observasjonsstedene ligger dermed 300 millioner kilometer fra hverandre. For nære stjerner er denne basis­ linjen lang nok til at det kan observeres små forskyvninger i posi­ sjonene deres. Den maksimale forskyvningen av en stjerne fra sin gjennomsnittsposisjon på himmelen kalles den årlige parallakse. Avstanden til en stjerne kan beregnes ved å bruke enkel trigonome­ tri på trekanten som utgjøres av Jorden, Solen og stjernen. Vinklene er alltid meget små, og parallaksevinkelen blir mindre med økende avstand. Den årlige parallaksen for en stjerne i en avstand av 3,26 lysår ville være nøyaktig ett buesekund. Denne avstanden kalles én parsek (etter parallaksen til ett buese/tund). Ingen kjent stjerne ligger imidlertid så nær Solen som dette. Parallakser er det første skrittet på veien til å måle avstander i universet, men fordi det er så vanskelig å måle så små vinkler, begynner feilene å bli betydelige allerede ved ca 20 parsek, og metoden kan ikke brukes lenger ut enn til ca 100 parsek (326 lysår). Det finnes mindre direkte metoder for å måle større avstander, men disse avhenger av hvor nøyaktig avstandene til nære stjerner kan måles med parallakser. Astronomene regner med at Hipparcossatellitten, som skal skytes opp i 1988, og Hubble-romteleskopet, vil gi parallakser som er minst 10 ganger mer nøyaktige enn hva som kan oppnås med jordbaserte teleskoper.

Bakgrunnsstjerner Stjernens gjennomsnittlige posisjon

◄ Når Jorden beveger seg rundt Solen fra J1 til J2, vil den observerte posisjonen for stjernen X flytte seg fra X, til X2. Vinkelen JXS er parallaksen til X. Den er størst når vinkelen JSX er 90° - den årlige parallaksen (ir). Avstanden (i parsek) = 1/tt, hvor jr er målt i buesekunder. Den nærmeste kjente stjernen har 7T = 0",76; avstanden er 1/0,76 = 1,32 parsek (4,29 lysår).

Forklaring av skalaen med størrelsesklasser Skalaen over størrelsesklasser for astronomiske objekter (over) er logaritmisk. Den baserer seg på at en forskjell på fem størrelsesklasser svarer til en faktor på 100 i lysstyrke. En forskjell på én størrelsesklasse svarer da til en faktor 2,512. En stjerne av første størrelsesklasse er dermed 2,512 ganger lysere enn en av andre og 2,512 x 2,512 = 6,31 ganger lysere enn en av tredje og (2,512)5 = 100 ganger lysere enn en av sjette størrelsesklasse. Selv om skalaen virker rar, gjenspeiler den måten det menneskelige øye reagerer på ulike lyss tyrker.

22 Astronomene bruker en stjernes farge og lysstyrke til å skaffe data om dens alder, kjemiske og fysiske sammensetning og livshistorie

◄ Den tilsynelatende lysstyrken til en lyskilde avtar med kvadratet av avstanden, mens lyset spres over et stadig større areal (1). Hvis to stjerner har samme luminositet (2), ser den fjerneste svakest ut (A). To stjerner ser like lyse ut hvis den fjerneste har større luminositet (B), har den svært stor luminositet, ser den lysest ut (C).

Tilsynelatende og absolutt størrelsesklasse, samt luminositet En stjernes tilsynelatende størrelsesklasse er et mål på hvor mye av dens stråling som når Jorden. Dette avhenger av flere faktorer, som stjernens avstand, hvorvidt noe av lyset fra den absorberes av interstellar materie i rommet og dens luminositet. Luminositeten angir hvor mye energi en stjerne sender ut fra hele overflaten i løpet av ett sekund og måles i watt, den samme måleenheten som vi bruker for å angi effekten av en lyspære eller varmeovn. Solen har en luminositet på litt under 4 x 1026 W, og er i så måte en gjennomsnittsstjerne. Hvis alle stjernene lå i samme avstand, ville deres tilsynelatende størrelsesklasser direkte si noe om deres luminositeter. Derfor er det nyttig å se på de tilsynelatende størrelsesklassene de ville ha om alle lå 10 parsek borte. Den tilsynelatende størrelsesklassen en gitt stjerne ville ha i denne avstanden, kalles for den absolutte stør­ relsesklassen. For eksempel er Solens absolutte størrelsesklasse 4,8. Dersom den befant seg i en avstand av 10 parsek, ville den følgelig knapt være synlig om natten. Ved å sammenligne en stjernes abso­ lutte størrelsesklasse (lysmengden den sender ut) med dens tilsyne­ latende størrelsesklasse (lysmengden som når Jorden), kan stjer­ nens avstand beregnes. Farge, temperatur og spektret Fargen pa en stjerne gir en antydning om temperaturen den har. Det er en sammenheng, kalt Wiens lov, som sier at jo høyere en stjernes temperatur er, jo kortere er bølgelengden på det lyset den sender ut mest av. En stjerne som Solen, med en overflatetempera­ tur på rundt 5700 °C, sender ut mest stråling midt i den synlige delen av spektret og ser derfor gul ut. De kjøligste stjernene sender det meste av sitt lys ut i infrarødt, mens de varmeste stjernene har sitt maksimum i ultrafiolett. Astronomene definerer en stjernes farge ved å referere til dens fargeindeks - forskjellen i størrelses­ klasse malt på to forskjellige bølgelengder. Hvis lyset fra en stjerne deles opp i de ulike bølgelengdene det består av, fås et spektrum bestående av et kontinuerlig bånd av farger, som regnbuen, sammen med et mønster av mørke absorpsjonslinjer som opptrer på flere ulike bølgelengder. Enkelte ganger, som med svært varme stjerner, ses også lyse linjer (emisjonslinjer) i spektret. Atomene i de ytre lagene av en stjerne absorberer lys som kom­ mer fra de varmere, tettere indre delene. Hvilke bølgelengder det absorberes pa avhenger av hvilke grunnstoffer som er til stede. Hvert grunnstoff danner sitt eget, særegne mønster av linjer på en rekke kjente bølgelengder. Ved å identifisere disse linjene får man informasjon om den kjemiske sammensetningen av stjernens ytre lag. Spektret må analyseres meget grundig, men kan gi mange opplysninger om egenskaper ved stjernen, som temperatur, kjemisk sammensetning, densitet, rotasjonshastighet og tilstedeværelsen av magnetfelter.

Tekniske detaljer om luminositet Astrofysikerne definerer luminositeten til en stjerne som energimengden utsendt fra 1 m2 av overflaten multiplisert med stjernens totale overflateareal (i kvadratmeter). Verdien på luminositeten avhenger av to faktorer, stjernens radius og temperatur, og angis i watt. Utsendt energimengde per kvadratmeter er proporsjonal med fjerde potens av stjernens overflatetemperatur, og overflaten er proporsjonal med kvadratet av radien. En stjerne med en overflatetemperatur på 5700 °C (ca 6000 K) sender ut 16 ganger så mye energi per kvadratmeter av overflaten som en stjerne med en temperatur på 2700° C (ca 3000 K). Hvis to stjerner har lik radius, vil den varmeste sende ut mest energi. Har to stjerner med ulik størrelse samme temperatur, vil den største være den lyseste.

VIKTIGE EGENSKAPER VED STJERNENE

1

Fast legeme eller gass under høyt trykk som er selvlysende

23

◄ Den engelske astronomen William Huggins (1824-1910) var en av pionerene innen stellar spektroskopi. Han analyserte spektrene fra 50 lyse stjerner og kom frem til at de inneholdt noen av de samme grunnstoffene som Solen. Hans arbeider førte direkte til de første malingene av stjerners radialhastigheter (hastigheter fra/mot oss).

Spektralklasser Stjerner klassifiseres etter spektrene deres. I Harvard-klassifikasjonen er de ordnet i synkende rekkefølge etter temperatur / følgende hovedklasser. O, B. A, F. G, K, M med underklassene R. N og S for kjølige stjerner og IV for svært varme Wolf-Rayet-stjerner. Noen god huskeregel for denne rekken finnes ikke på norsk, men på engelsk har man: (Wow), Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now. Sweetie. Rekkefølgen er ikke alfabetisk ordnet fordi den ble endret flere ganger under utarbeidelsen. Hver klasse er delt i ti underseksjoner som angis med ett av sifrene 0 til 9, igjen etter synkende temperatur. Solen er for eksempel en stjerne av type G2. O- og B-s tjerner er blålige, O-typene har temperaturer i intervallet 35 000-40 000 °C. Type A er hvite, type F kremgule, type G gule, type K oransje og type M røde med temperaturer rundt 3000 °C. Flere bokstaver brukes for å angi spesielle særegenheter ved spektret til en stjerne. Bokstaven «e» angir for eksempel at spektret inneholder emisjonshnjer. Innen en gitt klasse vil en stjerne med høy luminositet være større enn en med mindre, og densiteten / dens ytre lag vil være lavere. Lavere trykk i de tynnere atmo­ sfærene til store stjerner vil gi smalere, skarpere spektralhnjer enn de fra mer kompakte stjerner. ▲ Et varmt legeme med høy densitet sender ut lys på alle bølgelengder som spres med et prisme til et kontinuerlig spektrum (1). I en varm gass med lav densitet har mange atomer elektroner i høye energinivåer. Når et elektron faller ned i et lavere nivå, sender det ut lys med en karakteristisk bølgelengde og danner et emisjonsspektrum (2). Når lys med et kontinuerlig spektrum passerer gjennom en gass med lav densitet, vil elektroner i lave energinivåer absorbere lys på visse bølgelengder og lage mørke linjer i spektret, som i solspektret (3). ► Eksempler pa de viktigste spektralklassene ordnet etter synkende temperatur, en viktig faktor for a bestemme hvilke linjer som er fremtredende.

Eksempler på stjernespektra

Viktigste trekk ved absorpsjonslinjene

Ionisert og nøytralt helium, ioniserte metaller, svake hydrogenlinjer

Nøytralt helium, ioniserte metaller, hydrogen sterkere Hydrogen dominerer, pluss metaller som er ionisert én gang Hydrogen svakere, nøytrale metaller og metaller ionisert én gang (særlig kalsium)

Solspektrum

Sterke metall-linjer, noen molekylbånd. f.eks. fra CH og CN

Bånd fra titanoksid dominerer, andre molekylbånd og nøytrale metaller

24 Statistiske undersøkelser viser at mange stjerner har lite felles, bortsett fra at de er stjerner

Stjernemasser I prinsippet kan massen til en stjerne bestemmes ved å observere hvordan dens gravitasjonsfelt virker inn på nabolegemer. Ved å observere avstand og omløpstid for en planet, kan Solens masse beregnes. Eventuelle planeter rundt selv de nærmeste stjernene er imidlertid altfor svake til å kunne ses. En stjernes masse kan derfor bare beregnes hvis den er medlem av et dobbeltstjernesystem (hvor to stjerner går i baner rundt hverandre). Gjennom analyser av stjer­ nenes omløpsperiode og avstandene mellom dem, kan stjernenes masser beregnes. De fleste stjerner har mindre masse enn Solen, men astronomene mener at den minste mulige masse for en ekte stjerne er ca 0,08 solmasser. Få stjerner har masser på mer enn 10 ganger Solens masse, men de mest massive stjernene kan være på over 100 sol­ masser. Stjernediametre Selv om en stjernes diameter kan bestemmes fra målinger av dens luminositet og temperatur, er det svært vanskelig å måle diamete­ ren direkte. Teoretisk sett skulle de største teleskopene være i stand til å oppløse noen av de nærmeste store stjernene i synlige skiver, men turbulensen i atmosfæren gjør dette umulig i praksis. ▼ Systemet med spektralklasser ble utviklet av Edward Pickering (1846-1919) og hans «harem» ved Harvard College Observatory ved begynnelsen av dette århundret.

Rekordholdere blant stjernene Den mest massive stjernen som er kjent, er antakelig Plasketts stjerne, HD 47129, i stjernebildet Monoceros (Enhjørmngen). Det er et dobbeltstjernesystem hvor hver komponent har 55 solmasser, og den ene en radius på 25 solradier og minst 50 000 ganger større luminositet enn Solen. Stjernen med den største kjente luminositet, Eta Carmae, er 6400 lysår borte og har en luminositet på kanskje fire millioner ganger Solens, muligens mer. I Den store magellanske sky ligger den uvanlige HD 38268 i tåken 30 Doradus. Hvis dette er én eneste stjerne, kan den være 10 ganger mer lummøs enn Eta Carinae og ha langt større masse, men den består antakelig av en kompakt samling flere meget lyssterke objekter. Alfa Hercuhs-systemet er blant de største stjernene. Det består av en rød superkjempe med to ledsagere innhyllet i en enorm gass-sky, kanskje med en diameter på 250 milliarder kilometer. Andre røde kjemper har kolossale diametre, minst 400 millioner kilometer for Betelgeuse i Orion. Den mest lyssvake stjernen man kjenner, er den brune dvergen LHS 2924 i Bobtes (Hyrden) med en absolutt størrelsesklasse på 20. Andre brune dverger, som ledsageren til van Biesbroeck 8 (avstand 21 lysår) er kanskje enda svakere. I slike stjerner ble aldri temperaturen så høy at kjernereaksjoner startet. Det kan derfor diskuteres om de er stjerner eller planeter.

VIKTIGE EGENSKAPER VED STJERNENE

▲ Skiven til stjernen Betelgeuse, en rød superkjempestjerne i stjernebildet Orion (Jegeren), var den første (bortsett fra Solens) som ble oppløst. Astronomer ved Kitt Peak National Observatory i USA laget dette bildet i 1974 ved hjelp av den nyutviklete speckleinterferometri-teknikken. Noen overflatetrekk kan klart ses; mens tidligere fotografier bare hadde vist Betelgeuse som en uskarp flekk.

25

De første forsøkene på å måle stjernediametre ble gjort med Michelson-interferometre, som besto av to speil festet til en lang stang foran et teleskop. Tanken var å observere stjernen og lage et interferensmønster i teleskopets brennplan. Analyser av interferensmønsteret skulle så gi stjernens diameter. Et mer avansert instru­ ment, et intensitetsinterferometer i Narrabri, Australia, har brukt to 6,5 m store, bevegelige, segmenterte speil til å fokusere lys på fotomultiplikatorer. Ved å sammenligne intensiteten på signalene fra de to speilene, har man kunnet bestemme stjernediametre helt ned til 0,0004 buesekunder. Eksponeringer med meget korte eksponeringstider av stjerner vi­ ser at det uskarpe bildet som skyldes turbulensen i atmosfæren, består av mange små «flekker» (speckles) som dannes ved at lysstrålene fra stjernen brytes forskjellig av de enkelte luftcellene i atmosfæren. Omhyggelig analyse av mange korte eksponeringer kan gi informasjon om en stjernes diameter og overflatestruktur ned til teleskopets teoretiske oppløsningsevne. Denne teknikken kalles «speckleinterferometri». Måten lyset fra en stjerne svinner hen på når Månen passerer foran den, kan også gi informasjon om stjernediametre. Stjernediametre varierer i størrelse fra ca 10 km til flere milliarder kilometer. Mysteriet med den «slingrende» Sirius... Himmelens lyseste stjerne er Sirius i Canis Major (Store hund), et stjernebilde på den sydlige himmelhalvkule. Luminositeten er ikke så stor, kun 26 ganger Solens, men den ligger bare 8,7 lysår borte, er av spektralklasse A og hvit. Den tyske astronomen Friedrich Bes sel oppdaget at Sirius ikke beveger seg jevnt mot bakgrunnen av fjernere stjerner. Han la merke til en svak «slingring», og mente den skyldtes gravitasjonsfeltet fra en ledsagerstjerne som var for lyssvak til å kunne ses med tidens teleskoper. En berømt amerikansk teleskopbygger, Alvan Clark (1832-1897), holdt i 1862 på med å utprøve en ny, stor refraktor da han så en svak lysflekk nær Sinus. Dette viste seg å være ledsageren, kalt Sirius B, akkurat som Bessel hadde forutsagt.

▲ Det stellare intensitetsinterferometret ved Narrabri i Australia har to 6,5 m reflektorer montert pa sirkulære spor. Det er følsomt nok til å male diametrene pa mange hovedseriestjerner.

< Pa dette bildet av Sirius og dens ledsager er Sirius sterkt overeksponert. «Piggene» skyldes en fotografisk effekt og er kunstige. Selv om ledsageren sa vidt kan ses, er masseforholdet 2,5:1.

...og dens kompakte, hvite ledsager Sirius Bs luminositet er bare 1/10 000 av Sirius og astronomene antok den ville være lyssvak og rød. Det kom derfor som en stor overraskelse da den amerikanske astronomen Walter Sidney Adams (1876-1956) ved Mount Wilson i 1915 fikk tatt et spektrum av Sirius B som viste at den er hvit, og har mye høyere overflatetemperatur enn Solen. Hvis Sinus B både var varm og lyssvak, måtte den være meget liten, og i dette tilfelle kunne dens kjente masse bare forklares med en høy densitet. Faktisk er den mindre enn Uranus og Neptun, men har en densitet på ca én million ganger vannets. Den er en hvit dverg, en gammel stjerne som har brukt opp sitt kjernebrensel og nå lyser svakt mens den mister varme til sine ytre lag. Nå kjenner man til mange hvite dverger, noen av dem er til og med mindre og mer kompakte enn Sirius B. Senere observasjoner har vist at Sirius og dens ledsager bruker omtrent 50 år på å fullføre ett omløp rundt hverandre.

26 ► I Hertzsprung-Russell-diagrammet avsettes stjernenes overflatetemperaturer eller spektralklasser mot deres luminositeter eller absolutte størrelsesklasser. Det revolusjonerte studier av stjerneutvikling.

Hertzsprung-Russell-diagrammet Dette diagrammet, som er av fundamental betydning for en forstå­ else av stjerneutvikling, viser sammenhengen mellom stjernenes luminositet og temperatur. Den vertikale aksen angir luminositeten (eller en tilsvarende størrelse som absolutt lysstyrke), og den hori­ sontale aksen viser temperatur (eller en tilsvarende størrelse som spektralklasse eller fargeindeks). Astronomene angir luminositeten med Solens luminositet som enhet. Solen ligger derfor som et punkt i diagrammet med luminositet = 1 og temperatur = 5700 °C. Hvis mange stjerner avmerkes etter deres luminositet og tempera­ tur, ser man at de fleste stjernene ligger innenfor et bånd som skrår fra øverst til venstre (høy temperatur og luminositet) ned mot høyre (lav temperatur og luminositet). Dette båndet kalles gjer­ ne «hovedserien». Stjerner utenfor hovedserien - stellare «outsidere» Ikke alle stjerner ligger på hovedserien. For eksempel ligger noen stjerner med lav temperatur og høy luminositet over og til høyre for den. Disse stjernene kalles røde kjemper fordi de er kjølige, røde stjerner med enorme diametre. (Siden stjerner med samme temperatur sender ut like mye energi per kvadratmeter overflate, må en som er lyssterkere enn en annen, være større.) En typisk rød kjempe har en diameter hundre ganger større enn Solens, tusen ganger større luminositet og en overflatetemperatur på knapt 3000 °C. Hvite dverger er stjerner som ligger under og til venstre for ho­ vedserien. Til tross for de høye overflatetemperaturene - over 10 000 °C - er deres luminositeter under 1/1000 av Solens. Diametrene er rundt 1% av Solens, omtrent som Jordens. De innehol­ der like mye materiale som Solen innenfor et volum som er én milliondel av Solens, og har derfor en densitet som er én million ganger større. Nøytronstjerner er atskillig mindre enn hvite dverger, med dia­ metre på rundt 10-20 km. Densiteten er så stor at én teskje av materialet de inneholder har en masse på mellom 100 millioner og 1 milliard tonn. Til sammenligning er densiteten i de ytre lagene av en rød kjempe ca 1/10 000 av jordatmosfærens densitet ved havoverflaten. Egenskaper ved stjerner

Stjernetype

Diameter (Solen=1)

Lumino­ sitet (Solen = 1)

Overflate­ temperatur (°C)

500

30 000

2700

25

200

2700

05

18

500 000

20 000

B0

7

20 000

28 000

Rød superkjempe (MOI)

Rød kjempe (K5III) Hovedseriestjerner:

A0

2,5

F0 G0

80

9000

1,35

6,3

7100

1,05

1,5

5900

1

5700

K0

0,85

0,4

4600

M0

0,63

0,06

3200

M5

0,32

0.008

2500

Hvit dverg

0.01

0,001

10 000

Nøytronstjerne

10-s

G2 (Solen)

1

-

106

▲ E. Hertzsprung (1873-1967)

► Relative størrelser pa forskjellige stjerner er sammenlignet med størrelsen et svart hull med masse lik Solens ville hatt.

Rigel

M5

MO

K5

Deneb

10.000

Superkjemper i Betelgeuse

Antares

Delta Capricorni

Alfa Lepi

Zeta Geminorum

Mirfak

1.000

Polaris

W Virginis

Canopus Delta Persei

Epsilon Cari Kjempestjerner Beta Lepi

lota Aurigae Beta Pegasi

Alcyone

100

Gamma Eridani

Thuban Beta Lyrae

Schedar

Aldebaran

a Eridani

Fomalhaut

Alfa Colombae

Beta Trianguli

Alfa Ceti

Tau Puppis

Gamma Persei

Alfa Pegasi

Beta Andromedae

Pollux

Beta Aurigae Capella Delta Scorpii

Sirius

10

Castor

Procyon

Denebola

1

Hovedserien

70 Ophiuchi

Epsilon Eridani

0,1

Ophiuchi B

0.01

61 Cygni B

Kapteyns stjerne 0

Q

q

0,001

o 40 Eridani B 0 Sjrius B

O

Hvite dverger

40 Eridani CQ

Barnards stjerne__ (O

°o Van Maanens stjerne

0.0001

Procyon B o

o Ross 2480 O Proxima Centauri Ø

O Overflatetemperatur (°C)

2.000

28

Stjernenes bevegelser i rommet Alle stjerner beveger seg gjennom rommet, selv om de er så langt borte at det er umulig for det menneskelige øye a registrere denne bevegelsen, selv over flere hundre eller tusen år. 1 forhold til Jorden har disse hastighetene to komponenter: Egenbevegelsen - på tvers av synslinjen - og radialbevegelsen - direkte mot eller bort fra Solsystemet. Egenbevegelsen angis ved den vinkelen en stjerne beveger seg på himmelen i løpet av ett år (etter korreksjon for slike effekter som parallaksen). Denne vinkelen er alltid meget liten. Barnards stjerne, 6 lysår borte, har den største egenbevegelse som er kjent for noen stjerne (10,31 buesekunder per år), og trenger 180 år på å tilbakelegge en vinkel lik Månens diameter. De fleste egenbevegelser er langt mindre enn dette. Hvis avstanden til en stjerne er kjent, kan astronomene ut fra egenbevegelsen finne stjernens hastighet på tvers av synslinjen (transversalhastigheten). For Barnards stjerne er den 88 km/s. Radialbevegelse og dopplereffekten Dopplereffekten gjør det mulig å måle en stjernes radialhastighet. Hvis en lyskilde beveger seg bort fra en observatør, «strekkes» lysbølgene ut, og bølgelengdene observatøren ser, er lenger enn de som sendes ut av kilden. Grunnen til dette er at hver påfølgende bølgetopp sendes fra litt større avstand, og trenger derfor lenger tid enn forgjengeren på å nå observatøren. Sistnevnte mottar færre bølgetopper per sekund enn kilden sender ut. Omvendt, hvis en kilde nærmer seg observatøren, «presses» bølgene sammen, og ob­ servatøren ser kortere bølgelengder. Noe tilsvarende skjer med to­ nehøyden fra en lydkilde som fjerner eller nærmer seg. Spektrallinjene fra ulike grunnstoffer i en stjerne har bølgeleng­ der som er kjent med stor nøyaktighet. Hvis en stjerne fjerner seg fra Jorden, vil alle linjene i spektret opptre med større bølgelengder enn normalt (de er rødforskjøvet). Hvis den nærmer seg, vil bølge­ lengdene til spektrallinjene være kortere enn vanlig (blåforskjøvet). Astronomene kan måle hastigheten fra eller mot oss ved å analyse­ re rød- eller blåforskyvningen i et stjernespektrum. Det samme gjel­ der for andre objekter, som galakser. Radialhastigheten til Barnards stjerne er -108 km/s, hvilket be­ tyr at den nærmer seg solsystemet med denne hastigheten (et «+» betyr at den fjerner seg). Ved å kombinere radial- og transversalhastighetene finner man at Barnards stjerne har en hastighet på ca 140 km/s i forhold til solsystemet, og vil passere nærmest oss i en avstand av 3,85 lysår om knapt 10 000 år.

Observasjoner av stjernebevegelser Stjernene ble før kalt «fiksstjerner» fordi de så ut til å stå stille i forhold til hverandre: for det blotte øye ser stjernebildene ut til å være uendret i generasjon etter generasjon. Først i 1710 ble Edmund Halley klar over stjernenes egenbevegelser. Han greide å vise at Arcturus, Procyon og Sirius siden Ptolemaios ' tid klart hadde flyttet seg i forhold til bakgrunnsstjernene. Selv om egenbevegelsene er små, kan de måles meget nøyaktig. Fotografiske atlaser, som det laget ved Palomar Observatory, gir et godt grunnlag. Egenbevegelsene vises klart ved sammenligninger med atlaser laget senere. Hipparcos, en satellitt som skal skytes opp i 1989, vil i løpet av 2,5 år måle like mange stjerneposisjoner som i løpet av 50 år for jordbaserte instrumenter, og bestemme posisjon, lysstyrke og egenbevegelse med 10 ganger større nøyaktighet enn de nå er kjent. Selv om bare de nærmeste stjernene viser egenbevegelser, kan radialhastigheter måles spektroskopisk selv for fjerne galakser hvor hastighetene er enorme, i noen tilfeller nær lyshastigheten i vakuum.

◄ Lys som når en observatør fra en stillestående kilde, har samme bølgelengde (1) som lyset kilden sender ut, og linjene i spektret har sine vanlige «hvilebølgelengder». Lys som ankommer fra en kilde som fjerner seg, har lengre bølgelengder og spektrallinjene har det samme. De er nærmere den røde delen av spektret med en faktor som er proporsjonal med radialhastigheten (2). Nærmer kilden seg, er lysbølgene presset sammen og spektrallinjene opptrer ved kortere bølgelengder (3). Posisjonen av spektrallinjene gir dermed informasjon om radialhastigheten.

Stjerners fødsel, liv og død Stjerneutvikling - glimt av en lang historie... Hva holder kjernereaksjonene i gang... Avslutning med et smell... Hvorfor mange stjerner er samlet i hoper... En spesiell type stjerner... Tidlige forsøk på å finne stjernenes brensel... Undersøkelser av de nye stjernene i Orion

Ingen astronom har noensinne kunnet følge en stjernes liv fra start til slutt, simpelthen fordi det tar så lang tid. Astronomene har iste­ den observert en rekke ulike stjerner, noen unge, noen middelald­ rende og noen svært gamle. Ut fra dette har de laget en teori om hvordan de fleste stjerner utvikler seg. En stjernes liv starter med en sky av gass og støv som, av en eller annen grunn man ennå ikke helt kjenner til, begynner å trekke seg sammen under sin egen gravitasjon. Når prosessen først har startet, går den fort videre. Trykket i sentrum av skyen øker, og dermed også temperaturen. Den kollapserende skyen, eller «protostjernen», blir en tid meget lyssterk. Den svinner så hen etter hvert som kollapsen fortsetter, nå langsommere, mens sentralområdet blir varmere og varmere. Ved en temperatur på omtrent 10 millio­ ner grader starter fusjonsprosesser i kjernen. De forsyner stjernen med den energien som skal holde stjernen lysende i mange millio­ ner år, men ikke hele dens liv.

En hjørnestein i moderne astrofysikk I 1914 publiserte en dansk astronom, Ejnar Hertzsprung og en amerikaner, Henry Norris Russel/ (1877-1957) det første av en rekke diagrammer som skulle revolusjonere fagområdet stjerneutvikling. Uavhengig av hverandre oppdaget de at det er en sammenheng mellom stjerners luminositet og farge (spektralklasse) - og følgelig overflatetemperatur. Plotting av disse verdiene gir det såkalte Hertzsprung-Russell-diagrammet. Når verdier for mange stjerner avsettes i et slikt diagram, faller de fleste stjernene innenfor et bredt bånd, kalt «hovedserien» med avtakende luminositet og overflatetemperatur. De fleste stjerner beveger seg over hovedserien, eller til den og tilbake samme vei. Når de først er kommet på hovedserien, holder de seg der i lang tid, for Solens vedkommende i omtrent 10 milliarder år.

Livet på hovedserien Når kjernereaksjonene er kommet godt i gang i stjernens indre, slutter stjernen å trekke seg sammen fordi strømmen av energi ut­ over balanserer de innoverrettete gravitasjonskreftene. En stjerne som er i denne balanserte tilstanden, sies å være «på hovedserien». Der tilbringer de fleste stjerner den synlige delen av sine liv. En stjerne med en masse på 1 solmasse bruker omtrent 50 millioner år på å nå hovedserien, og blir der til den har brukt opp hydrogenet i kjernen. Stjerner med større masse kommer mye raskere til ho­ vedserien og de med mindre masse mye senere. «Protostjerner» med en masse på mindre enn ca 0,08 solmasser når aldri hovedse­ rien. Temperaturen i kjernen blir ikke stor nok til at kjernereaksjo­ nene starter. De blir aldri egentlige stjerner, men fortsetter å trekke seg sammen, først til en brun, så til en svart dvergstjerne. De siste leveårene for en typisk stjerne Når alt hydrogenet i kjernen er oppbrukt, kan ikke lenger kjerne­ reaksjonene motvirke gravitasjonskreftene, og stjernen begynner å trekke seg sammen under sin egen vekt, noe som fører til økt tem­ peratur. Denne prosessen overfører nok varme til et skall av materi­ ale, som ennå inneholder mye hydrogen, rundt kjernen, til at en ny runde med kjernereaksjoner starter. Dette laget med hydrogenbrenning sprer seg utover fra den opprinnelige kjernen. Helium fra disse fusjonsprosessene avsettes som en slags «aske» i kjernen. Energistrømmen ut fra det ekspanderende hydrogenlaget øker, så stjernen blir lysere og betydelig større, selv om kjernen fortsetter å trekke seg sammen. Etter en tid vil kjernen nå opp i en tempera­ tur på rundt 100 millioner grader. Da starter en ny type kjernereak­ sjoner hvor heliumkjerner fusjonerer til karbonkjerner. Denne pro­ sessen, «trippel-alfa-reaksjonen», holder stjernen oppe som en rød kjempe, som kan bli mange hundre ganger større enn Solen.

å. Henry Norris Russell, en av opphavsmennene til HertzsprungRussell-diagrammet, ses her med det første. Der har han avsatt luminositeten langs den vertikale aksen og fargen langs den horisontale. Gjennom det vi nå kaller hovedserien har han trukket to diagonale linjer. Tilsvarende diagrammer kan tegnes for spesielle grupper eller typer av stjerner, og gir astronomene verdifull informasjon om deres egenskaper.

1014

1 lysår

10’2

1Oio

Radius av i Jordens bane

Tid brukt i hvert stadium (år)

5 x 107 (sammentrekning fra protostellar tåke)

10’0 (hovedserien)

STJERNERS FØDSEL, LIV OG DØD

31

◄ Utviklingen av fire stjerner med ulike masser. Utviklingskurvene er avsatt mot en omtrentlig tidsskala i år pa H-R-diagrammet nedenfor. Solens levetid ligger mellom levetiden for en langlivet stjerne med liten masse (0,05 solmasser) og en kortlivet med stor masse (10-30 solmasser).

En stjerne på størrelse med Solen inneholder nok hydrogen til å holde den i gang på hovedserien i ca 10 milliarder år. Stjerner med større masse tilbringer kortere tid på hovedserien fordi de brenner sitt brensel langt raskere. En stjerne på 10 solmasser bren­ ner for eksempel sitt brensel ikke 10, men ca 5000 ganger raskere enn Solen, og forbruker sitt brensel i løpet av 20 millioner år. (Dens luminositet er da også 5000 ganger større enn Solens.) De mest massive stjernene utvikler seg til røde kjemper i løpet av bare én million år, mens stjerner med lave masser vil leve mye lenger enn Solen, om de i det hele tatt forlater hovedserien. Sluttproduktet fra trippel-alfa-reaksjonen, som opprettholder rø­ de kjemper, er karbon. Det vil etter en tid begynne å fylle opp kjernen og stopper kjernereaksjonene. Kjernen trekker seg igjen sammen og kan nå utløse brenning av helium i et skall rundt seg. I de mest massive stjernene kan videre reaksjoner starte, og til slutt føre til at jern dannes i kjernen. Dette er siste trinn i en serie mulige fusjonsreaksjoner som frigir energi, og er svært uvanlig. I stjerner med samme masse som Solen eller mindre, stopper anta­ kelig fusjonsprosessene med produksjonen av karbon. Når alt brenselet i en stjerne er oppbrukt, vil gravitasjonskreftene presse en stjerne som Solen sammen til en hvit dverg, et varmt legeme på Jordens størrelse og med en gjennomsnittsdensitet opptil 1 milliard kilogram per kubikkmeter. De fleste stjerner, inkludert Solen, forventes å bli hvite dverger som med tiden vil avkjøles til svarte dverger.

Stellare utviklingslinjer

Stjerne med 1 solmasse lyssterk fase Tiden på hovedserien Utvidelsesfase Tiden som rød kjempe Sammentrekningsfase Tiden som hvit dverg Protostellar tåke Stjerne med 0,05 solmasser Stjerne med 10 solmasser Stjerne med 30 solmasser Brun dverg Superkjempe Supernova Nøytronstjerne Svart hull

100000

30 000

10 000

6000

3000

A Dette Hertzsprung-Russell-diagrammet viser utviklingen av de fire samme stjernetypene som vist til venstre, oppdelt i de samme nummererte fasene. Diagrammet viser sammenhengen mellom stjernenes luminositeter og temperaturer og angir spektralklassene de har.

◄ Denne kurven angir hvordan radien til en stjerne på 1 solmasse endrer seg (langs den vertikale aksen) med tiden (langs den horisontale aksen). Den opprinnelige skyen av gass og støv kollapser raskt fra en radius pa over ett lysår til noen få astronomiske enheter, og etablerer seg så noe langsommere som en stjerne på hovedserien. Senere utvider den seg til en rød kjempe, og skrumper så inn til en hvit dverg.

109 (rød kjempe)

10e (kollaps til hvit dverg)

32 Røde kjemper anses nå for å være kosmiske oldinger

Stjernenes endelige skjebne En stjerne med en masse på mindre enn 1,4 solmasser vil sannsyn­ ligvis ende sitt liv som en hvit dverg. Flere ting tyder også på at stjerner med mye større masse kan kvitte seg med nok materiale tidlig i sine liv, ved for eksempel å blåse ut en planetarisk tåke, til å komme under denne grensen. Hvis en stjerne er over denne grensen når den slipper opp for brensel, vil den sannsynligvis opp­ leve en voldsom supernovaeksplosjon som blåser de ytre delene ut i rommet og presser kjernen sammen til en nøytronstjerne et legeme som er enda mer kompakt enn en hvit dverg. Det er også en grense for massen til en nøytronstjerne. Selv om man ikke er sikker på nøyaktig hvor den ligger, er den antakelig mellom 2 og 5 solmasser. Når en stjerne med større masse enn dette begynner å falle sammen, kan ingenting stoppe kollapsen. Den fortsetter å kollapse inn i seg selv til den blir et punkt med uendelig stor densitet. Før den når dette stadiet, vil gravitasjons­ kraften på overflaten være så stor at den hindrer lys i å unnslippe. Stjernen blir bokstavelig talt usynlig og danner et svart hull. Dette er under forutsetning av at allment aksepterte teorier er riktige, noe flere observasjoner de siste årene synes å tyde på.

Mer om hvordan stjerner dannes Astronomene vet ikke nøyaktig hvorfor interstellare gass- og støv­ skyer begynner å trekke seg sammen for å danne stjerner. Disse skyene er kalde og har lav densitet - typisk ett atom per kubikkcentimeter - men har likevel stort nok indre trykk til å motstå å kollap­ se under sin egen vekt. Rotasjonsbevegelser og magnetfelter i skye­ ne bidrar også til å hindre en kollaps. Likevel kollapser de, noe det må være en forklaring på. En hypotese er at en slik sky presses sammen når den møter spiralarmen i en galakse, eller kolliderer med en annen sky, og at en slik hendelse kanskje er alt som trengs for å starte en kollaps.

A Sir Arthur Eddington, her sammen med Albert Einstein, var en av de største banebrytere innen astrofysikk. Han var den første som foreslo at omdannelsen av grunnstoffer kunne være den prosessen som holdt stjernene lysende i milliarder av år. Einstein sa en gang at bare det å få snakke med Eddington, gjorde det verdt å lære seg engelsk.

Stjernenes brensel... hydrogen og oksygen? Rundt århundreskiftet var det mange teorier om hvorfor stjernene lyser. Den tyske fysikeren Hermann von Helmholtz (1821-1894) fant at hvis Solen brant og besto av hydrogen og oksygen, ville forbrenningen holde den lysende i 3021 år. Selv om dette virker altfor nøyaktig, hadde Helmholtz rett i konklusjonen om at «kjente kjemiske prosesser er så totalt utilstrekkelige... at vi må forkaste denne hypotesen».

... eller kalde meteoroidesvermer? En helt annen teori ble oppsummert av sir Norman Lockyer (1836-1920) i 1888: Stjernene var forbundet med tåker som besto av svermer med kalde meteoroider. Energiutsendelsen fra stjernene ville bli opprettholdt av et konstant meteoroidebombardement. Den store britiske fysikeren lord Kelvin beregnet til og med hvor lenge planetenes spiralbevegelse inn mot Solen kunne holde liv i den. (Hvis planetene stadig ble «bremset» av friksjon mot det tynne interstellare mediet, ville de til slutt falle inn i Solen.) Han fant at om alle planetene falt inn i Solen, ville det bare holde den lysende i 46 000 år, altfor kort tid til at hypotesen kunne være riktig.

A Diagrammet viser kjernereaksjonene som foregår i en typisk stjerne, nummerert som i utviklingskurvene pa de to foregående sidene. I prototaken (1) frigis energi ved sammentrekning. Pa hovedserien (2) produserer en stjerne energi i kjernen ved fusjonsprosesser - hydrogen «brennes» som brensel. Når dette er oppbrukt, skrumper kjernen sammen (3). En rød kjempe omdanner deretter helium til karbon i kjernen (4a), som er omgitt av et skall hvor hydrogen fremdeles brenner (4b). Gjennom en kollaps dannes deretter en hvit dverg (6a) eller nøytronstjerne (6b).

... eller annihilasjon av partikler? Astronomene hadde identifisert to typer røde og oransje stjerner, kjemper og dverger. De tidligste Hertzsprung-Russell-diagrammene så ut til å antyde at røde kjemper var meget unge stjerner som ennå ikke hadde nådd hovedserien, mens røde dverger var svært gamle. Russell mente at kilden til stjernenes energi var annihilasjonen av protoner med elektroner - en tanke som stemte med hans syn på stjerneutvikling. Men beregninger basert på denne teorien viste at annihilasjoner ville holde liv i stjernene i flere millioner millioner år. Dette var altfor lenge, og teorien kunne ikke forklare stjernenes levetider.

STJERNERS FØDSEL, LIV OG DØD

... eller omdanning av grunnstoffer? Den britiske fysikeren sir Arthur Eddington (18821944) innså at protoner og elektroner ikke kan anmhilere hverandre slik Bussell hadde forestilt seg det. I 1927 pekte han på at det var en annen mulig prosess - omdanning av grunnstoffer. Han fant at én heliumkjerne kunne dannes fra fire hydrogenkjerner, at energi samtidig ville bli frigitt og at dette ville gi nok energi til å holde liv i Solen i omtrent W milliarder år. ... og, til slutt, en fullstendig forklaring Problemet ble endelig løst i 1939 av Hans Albrecht Bethe (f. 1906), en tysk fysiker som arbeidet i USA. Han innså at en ren omdanningsprosess ikke var nok. På vei hjem med tog fra en konferanse ved Cornell University begynte han å rable ned noen tanker, og løste hovedproblemet før han kom til Washington. I mer massive stjerner blir faktisk hydrogen gjort om til helium, men ved hjelp av et annet grunnstoff, karbon, som en katalysator i karbon-nitrogen-syklusen. For denne epokegjørende oppdagelsen ble Bethe i 1967 tildelt nobelprisen i fysikk. Den nye teorien gjorde det mulig å ta for seg H-P-diagrammet igjen. Astrofysikerne innså nå at en stjerne kondenserer ut fra en tåke og er først ustabil, men slår seg så ned på hovedserien på et sted som avhenger av dens masse. Etter å ha brukt opp alt hydrogen i kjernen, utvikler den seg til en kjempe oppe til høyre i H-P-diagrammet før den går «undergangen» i møte. Istedenfor å være unge stjerner, vet vi nå at Betelgeuse og andre røde kjemper snarere må betraktes som kosmiske oldinger. ► Lagunetåken i Sagittarius (Skytten) er en komplisert tåke som opplyses av meget lyssterke, unge stjerner i en hop som sannsynligvis er mindre enn 2 millioner år gammel. De mange mørke klumpene, hvorav noen har en diameter pa bare en brøkdel av et lysår, kalles Bokglobuler, etter Bart J. Bok. De er tette, støvrike skyer som sannsynligvis vil kollapse og bli til stjerner.

Karbon-nitrogen-syklusen

33

◄ I mer massive stjerner produseres energi ved «karbon-nitrogen-syklusen», hvor karbon opptrer som katalysator. Karbonkjernen (1) omdanner seg før den kommer ut igjen til slutt. Et ekstra proton fanges og danner en lett nitrogenkjerne (atommasse 13) mens et foton sendes ut (2). Sa sendes et positron og et nøytrino ut, og 13C (karbon-13) dannes (3). Innfangning av nok et proton danner vanlig i«N (nitrogen-14) og mer stråling sendes ut (4). Så dannes 'so (oksygen-15) (5) og 1$N (6). Sluttelig tilføres et proton til isN (7) som deler kjernen i én helium- og én karbonkjerne, og sistnevnte brukes pa nytt (8). I stjerner av samme type som Solen produseres ca 1% av energien gjennom karbon-nitrogensyklusen, resten av protonproton-kjeden. Nøytron

T rippel-alfa-reaksjonen

Proton Positron Elektron Nøytrino Foton

0 e* e v

y

◄ I røde kjemper produseres

energi ved «trippel-alfareaksjonen». I det første trinnet danner to heliumkjerner en berylliumkjerne, samtidig som stråling sendes ut. Deretter tilføres nok en heliumkjerne og det dannes en karbonkjerne som sluttprodukt.

STJERNERS FØDSEL, LIV OG DØD

► Diagrammet viser hvordan det hvite rektangelet pa hvert bilde henger sammen med det neste. Det starter med Orion slik det kjente stjernebildet kan ses med det blotte øye og slutter med et utsnitt i infrarødt.

Orion - stedet nye stjerner dannes I stjernebildet Orion (1) er det en samling O- og B-stjerner som er mindre enn 10 millioner år gamle (1A). Samlingen omfatter også to store molekylskyer (B), som hver har en diameter på over 150 lysår og inneholder over 100 000 solmasser med materiale. Det meste er molekylært hydrogen som er for kaldt til å sende ut stråling som kan registreres. Konturene av skyen er tegnet ut fra mikrobølgestråling fra karbonmonoksid som er innblandet i skyen. Orion tåken eller M42 (2) er den best kjente av de mange emisjonståkene og ligger ca 1600 lysår borte. Gasskonsentrasjonen som faller sammen med tåken på himmelen, ligger egentlig langt bortenfor den og kalles Orion Molecular Cloud 1 (OMC 1). Massen er ca 1000 solmasser. Hadiokartet (med falske farger) (3) viser området med sterkest stråling fra karbonmonoksid i molekylskyen OMC 1; blå angir sterkest stråling og grønn svakest. Området av OMC 1 som er sterkest i synlig lys (4) er også sterkest i infrarødt. Det lyses opp av en gruppe på fire O-stjerner, Trapeset, som antakelig er blitt dannet i løpet av de siste 100 000 år. Innenfor dette området kommer den sterkeste strålingen fra noen få kompakte kilder. Bildet i falske farger i infrarødt (5) viser én av kildene, Becklin-Neugebauer-objektet (hvitt), som antas å være én eneste stjerne i ferd med å dannes. Den mer kompliserte kilden er Kleinmann-Low-tåken, et område med protostjerner.

35

36

Dannelsen av stjernehoper Når en sky på flere tusen solmasser først har begynt å kollapse, vil den brytes opp i mindre deler. Den påfølgende kollapsen av fragmentene vil gi enkeltstjerner eller stjernehoper. De mest massi­ ve fragmentene utvikler seg raskt til lyssterke O- og B-stjerner. Mange av disse vil senere bli supernovaer. Disse stjernene varmer opp gass-skyene rundt og får dem til å utvide seg. Utvidelsen, og de sterke stjernevindene som blåser ut fra disse stjernene når de er unge, samt utblåsninger fra supernovaeksplosjoner, sender sjokkbølger gjennom skyene som kan sette i gang nye perioder med stjernedannelse. Når en protostjerne kollapser, faller de indre delene raskere sam­ men enn de ytre, og det dannes et hylster av støvpartikler rundt den nye stjernen som gjør den usynlig. Stjernen varmer imidlertid dette hylsteret så mye opp at det sender ut infrarød stråling som kan registreres. De fleste stjernene har ennå ikke nådd hovedserien når de kommer fri av hylstrene sine, enten ved at støvet har for­ dampet, er blåst bort eller har samlet seg i større klumper - og kanskje planeter. Unge stjerner før hovedserien Astrofysikerne har identifisert en spesiell type stjerner som er kjøli­ ge, varierer uregelmessig og finnes nær tette, støvete molekylskyer. Stjernene av denne typen (kalt «T Tauri-stjerner» etter den første som ble oppdaget i Taurus (Tyren)) sender ut sterke stjernevinder og roterer raskt. Begge deler er karakteristiske for meget unge stjer­ ner. De fleste er mellom noen få titusener og noen få millioner år gamle. Variasjonene i den infrarøde strålingen fra dem tyder på at de er omgitt av støv, og støtter hypotesen om at de er stjerner i ferd med å fjerne hylsteret rundt seg, men er ennå ikke blitt stabile hovedseriestjerner. Stjerner ser ut til å dannes i grupper i molekylskyer, muligens gjennom en rekke gjentatte hendelser som fortsetter til skyen er oppløst. Restene etter grupper som ble dannet for bare noen titalls millioner år siden, kan i dag ses som unge stjernehoper. Slike hoper vi] spres med tiden, på samme måte som hopen Solen opprinnelig tilhørte, er blitt spredt. Det er nå ikke lenger mulig å finne ut hvil­ ken hop Solen kan ha tilhørt da den først ble til.

Infrared Astronomical Satellite

▲ Dette konturkartet fra IRAS viser styrken på infrarød stråling med en bølgelengde på 100 mikrometer i Den store magellanske sky, vår nærmeste nabogalakse. De høye toppene skyldes Tarantulatåken, en stor tåke hvor mange stjerner er i ferd med å dannes. IRAS oppdaget ogsa en støvring rundt Vega.

Infrarød stråling - avslører stjernedannelse Stjerner som nylig er dannet og er innhyllet i tette støvskyer, avslører sin tilstedeværelse ved den infrarøde strålingen fra disse skyene. Strålingen er usynlig for øyet, og hva verre er, det meste av den absorberes av vanndamp i atmosfæren. Et av de beste bakkebaserte teleskopene, United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT), ligger 4300 m over havet på toppen av den utdødde vulkanen Mauna Kea på Hawaii. Der er det over ca 90% av vanndampen i atmosfæren. IRAS (InfraRed Astronomical Satellite), skutt opp 26. januar 1983, har foretatt observasjoner med 1000 ganger større følsomhet enn UKIRT. For å minimalisere strålingen fra selve satellitten, ble teleskopet avkjølt til -271 °C med flytende helium. Satellittens brukbare levetid var begrenset til tiden det tok før alt heliumet hadde fordampet, noe som tok 10 måneder. IRAS kartla himmelen på bølgelengder i området 8-119 mikrometer.

◄ Pleiadene er en ung stjernehop. Selv om bare seks tydelig kan ses med det blotte øye, er det flere hundre stjerner i hopen. De er mindre enn 50 millioner år gamle og ligger innenfor et volum med en diameter på 30 lysår ca 400 lysår borte. De lyseste stjernene er omgitt av tåkete skyer fordi lyset fra dem reflekteres av støvpartikler.

Dobbeltstjerner og variabler

6

1--------

Astrometriske og spektroskopiske dobbeltstjerner samt formørkelsesvariable... Opprinnelsen til dob­ beltstjerner... Stjerner med varierende lysstyrke regelmessig eller uregelmessig... Stjerner som plutselig blusser opp eller eksploderer... Hvor astronomi og mytologi forenes... Variable stjerner - «standardlys» for å bestemme avstander til galakser ......

■

~_

En dobbeltstjerne består av to stjerner i omløp rundt hverandre under gjensidig gravitasjonell tiltrekning. Over halvparten av alle stjerner er i dobbeltstjernesystemer eller multiple systemer med opptil seks medlemmer. Omløpsperiodene for dobbeltstjerner vari­ erer fra mindre enn ett døgn til flere hundre år, avhengig av stjer­ nenes masse og avstand. I en «visuell dobbeltstjerne» er de to stjernene så langt fra hver­ andre at de kan ses som to stjerner i et teleskop. Hittil er over 70 000 dobbeltstjernesystemer identifisert, de fleste med avstander på 10-100 AE mellom seg og omløpstider på noen tiår eller hun­ dreår. (En «optisk dobbeltstjerne» består av to stjerner som synes nær hverandre på himmelen, men som egentlig ligger langt fra hverandre og ikke er fysisk forbundet.) Astrometriske dobbeltstjerner Mens stjernene i et dobbeltstjernesystem beveger seg rundt massemiddelpunktet, beveger dette seg i en rett linje gjennom rommet. Selv om den ene stjernen i systemet er for lyssvak til å kunne observeres, vil «vinglingen» til den lyssterkeste komponenten avslø­ re tilstedeværelsen av den lyssvake. Etter som den beveger seg rundt massemiddelpunktet, vil posisjonen i forhold til dette variere med en verdi som avhenger av forholdet mellom stjernenes masse. En stjerne som på denne måten avslører tilstedeværelsen av en ledsager, kalles en «astrometrisk dobbeltstjerne». Sirius' lyssvake ledsager ble oppdaget på denne måten. Flere nære stjerner, særlig Barnards stjerne, har en så liten «vingling» at ledsagerne her mer trolig er planeter enn stjerner. Astrometriske dobbeltstjerner Enslig stjerne

Stjerne med usynlig ledsager

▲ Av de to komponentene i en astrometrisk dobbeltstjerne er den ene for lyssvak til å kunne ses. Begge går rundt systemets massemiddelpunkt, den lyseste og mest massive nærmest. Kombinasjonen av denne bevegelsen og massemiddelpunktets rettlinjete bevegelse, gjør at den synlige stjernen følger en bane som «vingler» over himmelen.

▲ I en typisk dobbeltstjerne (1) ser den svakeste ledsageren (M2) ut til å ga i bane rundt den mest massive (M-,)- Egentlig (2) går begge i ellipser rundt massemiddelpunktet (S). Forholdet mellom massene MJMj = d2/dv

Dobbeltstjernesystemer: Vitenskapelige fakta... Hvis middelavstanden (a) mellom to stjerner i et dobbeltstjernesystem er gitt i astronomiske enheter, og omløpsperioden (P) i år, er det mulig å finne den samlete massen ved å bruke Newtons grav/tasjonsteori på bevegelsene deres. Den totale massen er gitt ved: M2 = a3/P2 hvor M1 og M2 er stjernenes masser gitt i solmasser. Hvis for eksempel en dobbeltstjerne har en omløpstid på 20 år og middelavstand på W AE. er den totale massen for de to stjernene 1CP/202 = 1000/400 = 2,5 solmasser. Hver av stjernene går egentlig rundt det felles massemiddelpunktet mellom dem. Har de samme masse, ligger dette punktet midt mellom dem. Er massene ulike, vil massemiddelpunktet ligge nærmest den mest massive stjernen.

... og gammel mytologi Noen stjerner som ser ut til å variere i lysstyrke, er ikke ekte variable, som man først antok. De er formørkelsesvariable, med Algol I Perseus som det mest berømte eksemplet. (Algol består egentlig av tre stjerner. De to som formørker hverandre med en periode på 2,87 døgn, går selv i bane rundt en tredje stjerne med en omløpstid på 1,86 år.) I mytologien var Perseus helten som reddet prinsesse Andromeda fra sjøuhyret Cetus. Uhyret skulle til å sluke henne da Perseus ankom og gjorde det til stein ved å vise det hodet av gorgoneren Medusa som han hadde drept. Algols posisjon på himmelen ligger i Medusas hode, og stjernen «blinker» med 2,87 døgns mellomrom når den mørkere komponenten blokkerer det meste av lyset fra den lysere. Algol er kjent som «Djevlestjernen». Likevel er det riktig å nevne at Algols «blin king» var ukjent før 1669, da den ble observert av den italienske astronomen Germiniano Montanari (1633-1687), så posisjonen i Medusas hode er helt tilfeldig.

38 Dobbeltstjerner er særlig givende objekter for observatører med små teleskoper

Spektroskopiske dobbeltstjerner I de fleste dobbeltstjernesystemer er de to komponentene for nære til at en observatør på Jorden kan skille dem fra hverandre. En «spektroskopisk dobbeltstjerne» ser ut som én eneste stjerne, men spektret er summen av spektrene fra to stjerner. Når stjernene be­ veger seg rundt hverandre, kan stjerne A nærme seg Jorden mens stjerne B fjerner seg. På grunn av dopplereffekten vil spektrallinje­ ne fra A blåforskyves, mens Bs spektrallinjer rødforskyves. Etter hvert som stjernene fortsetter i sine baner, krysser de synslinjen, hvoretter A begynner å fjerne seg i forhold til observatøren og B å nærme seg. Spektrallinjene fra A blir nå rødforskjøvet og fra B blåforskjøvet. Dermed vil spektrallinjene fra de to stjernene svin­ ge frem og tilbake i bølgelengde, slik at det samlete spektret vil avsløre at det er to stjerner og ikke én. Hvis en stjerne er for lyssvak til at lyset fra den kan registreres i det kombinerte spektret, vil likevel banebevegelsen av den synlige stjernen gi periodiske svingninger i spektrallinjene, og disse vil vise at det er et dobbeltstjernesystem. Mange dobbeltstjernesystemer er blitt oppdaget på denne måten. Spektroskopiske dobbeltstjerner

c

D

AB

AB

AB

▲ Disse visuelle dobbeltstjernene kan oppløses selv ved bruk av forholdsvis små astronomiske teleskoper (syd er opp i et teleskop). (A) S Cygni - stjerner av størrelsesklasser (SK) 3,2 og 5,5; avstand 34 buesekunder (34). (B) 7 Andromedae - SK 2,2 og 5,5; avstand 10". (C) 0 Orionis (Rigel) - SK 0,1 og 7,0; avstand 9". (D) a Scorpii (Antares) - SK 1,0 og 6,5; avstand 2",9.

◄ Spektroskopiske dobbeltstjerner. Ved (1) og (3) beveger stjernene seg på tvers av synslinjen. Det er ingen dopplerforskyvning av linjene og de to spektrene faller sammen på like bølgelengder. Ved (2) og (4) nærmer den ene seg, mens den andre fjerner seg. Den ene mengden spektrallinjer er blåforskjøvet og den andre rødforskjøvet, slik at begge ses i det kombinerte spektret.

► Formørkelsesvariable dobbeltstjerner. (1) Om to like stjerner helt skygger for hverandre, vil minimaene være like store (eller dype). (2) Heller baneplanet i forhold til synslinjen, er formørkelsene partielle og minimaene mindre. (3) Er stjernene av ulik størrelse eller luminositet, er dybden av påfølgende minima forskjellige. Minimumets flate bunn viser varigheten av den totale (eller ringformete) fasen. (4) Ulike stjerner med partielle formørkelser: A er varmere og lysere enn B. Det primære minimum inntrer når den mørke stjernen (B) skygger for den lyse (A).

DOBBELTSTJERNER OG VARIABLER

39

Lysstyrke

Lysstyrke

Lysstyrke

Lysstyrke

Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Hvis baneplanet for en dobbeltstjerne ligger med kanten helt eller nesten rett mot synslinjen, vil hver av stjernene vekselvis passere foran den andre og forårsake formørkelser. Lysstyrken til det som ser ut til å være én stjerne, vil dermed gjennomgå periodiske endringer. En slik stjerne kalles en «formørkelsesvariabel». Vanligvis er den også en spektroskopisk dobbeltstjerne, og mye informasjon kan innhentes om komponentene. Ved å plotte endringene i lys­ styrke med tiden, fås en kurve, «lyskurven». Dens form angir om formørkelsene er totale eller partielle. Siden målinger av dopplereffekten i stjernenes spektra gir banehastighetene, kan stjernenes størrelser beregnes ut fra varigheten av formørkelsene og tiden som går fra maksimal til minimal lysstyrke. Har den ene stjernen større luminositet enn den andre, vil fallet i lysstyrke vanligvis være stør­ re når den mørke stjernen skygger for den lyse. De to minimaene vil være ulike og det dypeste kalles primærminimum. Den best kjente formørkelsesvariabelen er Algol. Ved primærmi­ nimum avtar lysstyrken med omtrent én størrelsesklasse.

Dobbeltstjerners livshistorier Hvis komponentene i et dobbeltstjernesystem er langt fra hverandre, ble de antakelig dannet som to separate protostjerner, men var nær nok til at gravitasjonen holdt dem i bane rundt hverandre. Mange av de kortpenodiske, nære dobbeltstjernene er derimot oppstått ved at én eneste protostjerne har delt seg fordi den roterte for raskt da den kollapset. Rundt de to stjernene er en tenkt, tredimensjonal flate med form som et åttetall, kalt ekvipotensialflaten, hvor gravitasjonsfeltet er like sterkt over hele flaten. De to delene av flaten, én rundt hver av de to stjernene, kalles «Rochegrenser» etter den franske astronomen Eduard Roche (1820-1883). Materie innenfor en grense domineres av stjernen i den grensen. Jo nærmere en stjerne kommer til å fylle sin Roche-grense, jo mer deformert blir den på grunn av ledsagerens gravitasjonsfelt. Noen mulige variasjoner Når begge komponentene er på hovedserien, er de godt innenfor grensene sine, men er én stjerne mer massiv enn den andre, vil den utvikle seg raskere til en rød kjempe. Etter hvert som den utvider seg, vil den fylle, og komme utenfor, sin Roche-grense. Dermed vil materie strømme fra den og over mot ledsageren. Selv om noe kan unnslippe systemet, vil betydelige mengder strømme ned på ledsageren, nok til å øke dens masse og akselerere dens utvikling. Hvis begge stjernene fyller opp Roche-grensene sine, vil de komme i kontakt med hverandre. I tillegg til formørkelsene vil da begge stjernene oppvise kontinuerlige endringer i lysstyrke fordi de tilsynelatende endrer form etter hvert som de beveger seg rundt hverandre. Utviklingen kan tenkes å fortsette til et trinn der den opprinnelige primærstjernen kollapser og sekundærstjernen blir en rød kjempe som fyller Roche-grensen og velter materiale over på sin ledsager.

40 Ved hjelp av en spesiell type variable stjerner ble man klar over at Melkeveisystemet bare er én av mange milliarder galakser

< Variable ligger i bestemte områder i H-R-diagrammet. Mens T Tauri-stjerner er unge stjerner i ferd med å dannes, er pulserende variable gamle stjerner som blir ustabile mot slutten av sine liv.

6.500.

°°

lill I I I I I I I I

6 000.

®

I

I

I

I

E 5.500. *“

I |

1 |

I |

| I

|

| Tid (døgn) ।

7.000-

Variable stjerner Variable stjerner er stjerner som varierer i lysstyrke. Hvis slike va­ riasjoner skyldes en ytre påvirkning - som for formørkelsesvariable - kalles de «ytre variable». Varierer de på grunn av ekte svinginger i lysmengden de sender ut, kalles de «indre variable» eller fysisk variable stjerner. Variable stjerner klassifiseres etter hvordan de varierer. En grup­ pe består av stjerner som varierer regelmessig og periodisk, og disse deles videre inn i kort- og langperiodiske variable avhengig av om periodene er kortere eller lengre enn ca 80 døgn. Delvis regelmessi­ ge variable viser svingninger både i periode og lysstyrke, mens irregulære variable fluktuerer på en tilfeldig og uforutsigbar måte. De fleste variable er av pulserende eller eruptiv natur. Pulserende variable Dette er stjerner som utvider og trekker seg sammen mens de varie­ rer i lysstyrke. De mest kjente av denne typen er cepheidene, opp­ kalt etter 3 Cephei, den første stjernen man oppdaget av denne typen. Cepheidene varierer på en regelmessig og karakteristisk må­ te med perioder på 1-100 døgn. Radien i en typisk cepheide varie­ rer med 10-20%, lysstyrken varierer med omtrent én størrelses­ klasse og også temperatur og spektralklasse endres. Polstjernen, Polaris, er en cepheide der den tilsynelatende størrelsesklassen va­ rierer mellom 2,5 og 2,6 med en periode på rundt 4 døgn. Pulserende variable «vibrerer» på sin egenfrekvens omtrent som en klokke ringer når noen slår på den. Svingningene holdes i gang ved at energi periodisk lagres og frigis i et lag et stykke under stjernens overflate. Laget består av delvis ionisert helium (hvor no­ en av heliumatomene har mistet elektroner) og elektroner. Når stjernen trekker seg sammen, øker ionisasjonsgraden (flere elektro­ ner rives av) og laget absorberer utgående stråling mer effektivt. Etter en tid bygger den lagrete strålingen opp nok trykk til å presse stjernens ytre lag utover. Dermed avkjøles de og slipper stråling lettere gjennom slik at den lagrete strålingen kan unnslippe. Stjer­ nen trekker seg så sammen igjen og starter en ny syklus med utvi­ delse og sammentrekning. Disse syklusene fortsetter så lenge for­ holdene inni stjernen ligger til rette for det.

▼ Kurvene viser hvordan luminositet, temperatur og radius for en cepheide varierer. Utvidelsene og sammentrekningene avsløres av dopplerforskyvningene i spektret.

-1

012345678

To typer cepheider Type l-cepheider er svært lyssterke kjemper og superkjemper av spektraltyper F og G med absolutte størrelsesklasser på -2 til -6. De er forholdsvis unge, massive stjerner som har utviklet seg bort fra hovedserien. Det er en nær sammenheng mellom pulsasjonsperiode og luminositet: Jo lengre periode, jo større luminositet. Cepheidene er så lyssterke at de kan ses over svært store avstander, og observatører kan identifisere dem i andre galakser på grunn av den varierende lysstyrken. Ved å måle periodene deres, kan luminositetene beregnes, og ut fra dem igjen avstandene. Type ll-cepheider, også kalt W Virgini-stjerner, oppfører seg på tilsvarende måte, men er to størrelsesklasser svakere. De er eldre stjerner med små masser som har beveget seg bort fra hovedserien og nådd et stadium hvor de brenner helium i kjernen. En nær «slektning» av disse er RR Lyrae-stjernene som er ganske vanlige i kule hoper. Deres gjennomsnittlige absolutte størrelsesklasse er ca 0,5 og lysstyrkevariasjonene har perioder på 0,3-1 døgn.

DOBBELTSTJERNER OG VARIABLER

41

Cepheider og galakseavstander Parallaksemetoden for avstandsbestemmelser fungerer bra for avstander opp til ca 300 lysår, men er ubrukelig lenger ute fordi parallaksene blir for små til å kunne måles. Det må da tas i bruk mindre direkte metoder, hvorav de fleste benytter spektroskoper til å finne en stjernes luminositet og fra dette beregne avstanden. For enkelte kortperiodiske variable stjerner, kalt cepheider etter 6 Cephei, er lysstyrken gitt når variasjonspenoden er kjent. Jo lengre periode, jo mer lyssterk er stjernen. Cepheidene kan dermed brukes som en slags «lysmålere», og fordi de er så lyssterke, kan de ses over store avstander. Den første cepheiden ble for øvrig oppdaget i 1784 av den engelske astronomen John Goodricke (1764-1789), som / 1783 hadde gjort de første systematiske observasjonene av den formørkelsesvariable dobbeltstjernen Algol.

A Mens han studerte dette historiske bildet, oppdaget Edwin Hubble den første cepheiden i en spiralgalakse, og markerte den triumferende med «VAR!» (for variabel).

•< Henrietta Swan Leavitt, som oppdaget cepheider i Den lille magellanske sky.

► Det best kjente eksempelet pa en langperiodisk variabel er Mira Ceti, i stjernebildet Cetus. Dens lysstyrke varierer mellom størrelsesklassene 3 og 9 over en periode på ca 332 døgn, som lyskurven viser. I hver syklus blir den usynlig for det blotte øye i over 200 døgn. Temperaturen varierer mellom 2300 °C og 1700 °C. Langperiodiske variabler, som Mira Ceti, er røde kjemper av spektralklasse M, så kjølige at de stråler sterkest i infrarødt.

En avgjørende oppdagelse Den amerikanske astronomen Henrietta Leavitt (1868-1921) arbeidet i 1912 med å analysere bilder av Den lille magellanske sky. Selv om man visste at den er et eget stjernesystem, mente astronomene den befant seg innenfor Melkeveisystemet. Leavitt oppdaget cepheidevariable i galaksen og innså at de lyseste cepheidene hadde de lengste periodene. Av praktiske grunner var det rimelig å anta at alle stjernene i galaksen lå like langt fra Jorden, slik at stjernene med lengst perioder virkelig var de mest lyssterke. Oppdagelsen var langt viktigere enn Leavitt var klar over fordi den førte til det endelige bevis for at de såkalte spiraltåkene er egne galakser, millioner av lysår borte. I 1923 oppdaget den amerikanske astronomen Edwin Hubble cepheider i noen av spiraltåkene. Han bestemte avstandene til dem og oppdaget at de var altfor langt borte til å kunne tilhøre vår galakse. Dette kunne bare bety at også stjernesystemene de lå i, var utenfor Melkeveisystemet. Hubble anslo avstanden til Andromedagalaksen til 750 000 lysår, nå vet vi den er 2,2 millioner lysår. Herschel hadde langt tidligere antydet at spiraltåkene kunne være egne «øyuniverser», men uten å kunne bevise dette.

DOBBELTSTJERNER OG VARIABLER

Neste voldsomme utbrudd? Eta Carinae er en meget merkelig stjerne som ligger ca 6800 lysår fra Jorden, i den storslagne og imponerende t? Carinaetåken. (Tåken ligger langt syd på den sydlge himmelhalvkule og kan ikke ses fra Norge.) Til tross for den store avstanden var stjernen på 1840-tallet en tid den nest lyseste som kunne ses på himmelen, med en tilsynelatende størrelsesklasse på -1, men svant så hen til størrelsesklasse 7. Selve stjernen kan ikke lenger ses, men ligger nå skjult mm en tett sky av gass og støv, kalt Homunculuståken, som utvider seg med ca 500 km/s. Stjernen antas å ha en masse på 100 ganger Solens, og ha flere millioner ganger større luminositet. Infrarød stråling fra støvkorn som varmes opp av stjernen, gjør t] Carinae til den lyseste stjernen på himmelen i bølgelengdeområdet rundt 10 mikrometer. Astronomene er usikre på om q Carinae er en massiv, ung stjerne som ennå ikke har nådd hovedserien, eller er i ferd med å nærme seg slutten på sitt liv. Nyere observasjoner av nitrogenrike skyer som kan ha blitt blåst ut fra stjernen, tyder på at den er såpass utviklet at den har dannet nitrogen gjennom kjernereaksjoner. I så fall kan den ikke være en protostjerne. Hvis den er kommet langt i sin utvikling, vil den sannsynligvis ende som en supernova fordi den har så stor masse. Når det skjer, vil den antakelig lyse sterkere enn Venus på himmelen. Carinatåken (i riktige farger til venstre) har en diameter på hele 300 lysår. De to røntgenbildene (over og under) er i omtrent samme målestokk som bildet på motstående side og viser 7/ Carinae i midten. På det fargekodete bildet angir blått minst lysstyrke og hvitt størst. Tåken rundt y Carinae, kalt Homunculus, «det lille mennesket» (til høyre), inneholder omtrent 10 solmasser med materiale.

43

44

Irregulære og eruptive variable Blant de ulike typene irregulære variable er T Tauri-stjernene særlig interessante. Spektrene deres viser at de er unge, raskt roterende stjerner som blåser så mye som 10~7 solmasser med materiale ut i rommet hvert år. De er innhyllet i skyer av gass og støv. Variasjo­ nen i lysstyrke kan skyldes en kombinasjon av indre og ytre fakto­ rer, som bluss i atmosfærene og fluktuasjoner i densiteten av de virvlende støvskyene rundt dem. «Blaffstjerner», også kalt UV Ceti-stjerner, er kjølige, lyssvake stjerner av spektralklasse M som plutselig blusser opp én eller to ganger per døgn. De øker gjerne én til seks størrelsesklasser (magnituder) i lysstyrke på få sekunder, og svinner så tilbake til det normale i løpet av noen minutter. Blussene antas å være av samme type som flares som inntrer på Solen når energi som har vært lagret i kraftige, lokale magnetfelt, plutselig frigjøres. Novaer En nova er en stjerne som blusser opp i løpet av noen timer, høyst noen få døgn, og øker lysstyrken med en faktor på mellom 10 000 og én million. Den avtar så til sin vanlige lysstyrke i løpet av et par måneder, eller noen år, som for Nova Cygni. En typisk nova kaster av seg et skall som inneholder opptil 1/100 000 av stjernens masse. Det er en allment akseptert oppfatning blant astronomer at nova­ er opptrer i tette dobbeltstjernesystemer hvor den ene stjernen er et varmt, kompakt legeme, som en hvit dverg. Den største stjernen velter materiale over på den kompakte stjernen, eller til en skive med materiale rundt den. Dette materialet utsettes for en voldsom, eksplosiv kjernefysisk forbrenning som resulterer i oppblussingen. Rekurrente novaer gjentar dette mønsteret med en periode på noen tiår, mens såkalte dvergnovaer viser gjentatte nova-lignende ut­ brudd. De øker sin lysstyrke 2-5 størrelsesklasser med intervaller på fra noen titalls til noen hundre døgn.

Supernovaer Supernovaer er stjerner som eksploderer og kan bli 10 milliarder ganger mer lyssterke enn Solen. For en kort tid kan de sende ut mer lys enn en hel galakse. Eksplosjonen ødelegger stjernen helt. Det meste av materialet i den slynges ut i rommet, og det blir høyst en liten kollapset rest igjen. Type I-supernovaer opptrer blant eldre og type II-supernovaer blant yngre stjerner. Lyskurvene for type I-supernovaer viser en rask økning i lysstyrken til en absolutt størrelsesklasse på ca -19, etterfulgt av en sakte nedgang på ca 0,5 størrelsesklasser per må­ ned. Type II-supernovaer viser en tilsvarende rask økning, men er omtrent to størrelsesklasser svakere ved maksimum og gjennomgår så en periode hvor de svekkes fortere og mer irregulært, før de stabiliserer seg med en langvarig, sakte nedgang i lysstyrke. Avvik fra dette generelle mønsteret kan imidlertid også forekomme.

▲ T Tauri med en gass- og støvtåke til høyre.

▼ Typiske lyskurver og perioder er her vist for en T Tauri-stjerne (1), en nova (2), en type l-supernova (3) og R Coronae Borealis (4).

50

0

250

300

350

Nova Cygni

August 21

Oktober

September

1

11

21

1

11

21

10

31

Type l-supernova

10

14

18

22

26

0

R Coronae Borealis-stjerner Stjerner som R Coronae Borealis-variable er blant de merkeligste variable stjerner. Fordi de gjennomgår plutselige og irregulære fall i lysstyrke, er de blitt beskrevet som en slags «novaer i revers». Lysstyrken kan avta med så mye som 10 størrelsesklasser (en faktor på 10 000) og så vende tilbake til det normale mellom disse hendel­ sene. De er superkjemper med karbonrike atmosfærer. Det kan ten­ kes at de plutselige minimaene skyldes skyer av karbonstøv som samler seg og som så blåses bort igjen, slik at stjernen vender tilba­ ke til sin normale lysstyrke.

200

150

100

100

200

300

400

500

600

8

12

1962

1963

1964

1965

1966

Stjernekollapser og -eksplosjoner Hva skjer når stjerner slipper opp for brensel?... Fra planetarisk tåke til hvit dverg... Den mest berømte tåken... Nøytronstjerner og pulsårer... Hva er en pulsar?... De hurtigste pulsårene... Et merkelig himmellegeme... Oppdagelsen av den hurtigste pulsaren

Hvit dverg

Gass

Fast, krystallinsk kjerne ।

1

...

~~~.................... —

............................................................ —

Astrofysikerne mener at de fleste stjerner blir hvite dverger når de slipper opp for brensel. Dette er stjerner som er omtrent like store som Jorden, men med densiteter på 108 og 109 kg/m3, som avkjøles i løpet av milliarder av år, til de ender opp som mørke svarte dverger. I kjernen i en stjerne er materien fullstendig ionisert, og elektro­ nene beveger seg rundt uavhengig av atomkjernene. Et fysisk prin­ sipp, kalt Paulis eksklusjonsprinsipp, sier at det er en grense for hvor mange elektroner som kan befinne seg innenfor et lite volum. Når en døende stjerne synker sammen under sin egen vekt og elektronene presses tettere og tettere sammen, beveger følgelig elektronene seg hurtigere og hurtigere. Dermed bygges det opp et kraftig trykk som, når densiteten blir høy nok, blir stort nok til å hindre videre sammentrekning. Stoff i denne tilstanden sies å være «degenerert», og trykket som holder de hvite dvergene oppe, kalles «elektronenes degenerasjonstrykk». En kubikkcentimeter av stoffet i en hvit dverg har en masse på omtrent ett tonn. Dannelsen av nøytronstjerner Hvis massen av en kollapserende stjerne eller stjernerest er over 1,4 solmasser - Chandrasekhar-grensen - vil trykket fra de degene­ rerte elektronene ikke være stort nok til stå imot gravitasjonskrefte­ ne, og stjernen faller sammen til en tilstand med høyere densitet. Når densiteten kommer opp mot 1017 kg/m3, vil positivt ladete protoner smelte sammen med negativt ladete elektroner og danne elektrisk nøytrale nøytroner. Atomkjernene løses opp i nøytroner og protoner. Sistnevnte fanger inn elektroner og lager enda flere nøytroner. Sluttelig stoppes kollapsen ved trykket fra de degenererte nøy­ tronene, som ved disse høyere densitetene oppfører seg på samme måte som elektroner i hvite dverger. Dermed er det blitt dannet en nøytronstjerne som har en radius på ca 10 km og en densitet på mellom 1017 og 1018 kg/m3. En kubikkcentimeter av materialet i en nøytronstjerne har en masse på mellom 100 millioner og én milliard tonn. En nøytronstjerne har en merkelig struktur med en atmosfære som er presset sammen til en tykkelse på ca 1 cm. Under den ligger det antakelig et krystallinsk lag som er ca 1 km tykt og under det igjen et flytende indre som består av nøytroner. De mest massive nøytronstjernene har kanskje også en fast kjerne. På grunn av det kolossale gravitasjonsfeltet ved overflaten, vil denne være svært jevn og glatt. Det største «fjellet» vil maksimalt være noen millime­ ter høyt. Hvis massen av den kollapserende stjernen eller stjerneresten er over en viss grense, som er noe usikker, men sannsynligvis mel­ lom 2 og 5 solmasser, vil gravitasjonskreftene overvinne trykket fra de degenererte nøytronene. Kollapsen vil da fortsette og føre til at det blir dannet et svart hull.

6000 km

Nøytronstjerne Fast skorpe

____ 1 cm atmosfære

Nøytronvæske

Mulig fast kjerne

J 1 km

De merkelige egenskapene til hvite dverger I en vanlig hovedseriestjerne gjelder «den perfekte gasslov»: Trykket avhenger av densiteten og temperaturen. Øker temperaturen, øker trykket, og stjernen utvider seg. Synker temperaturen, trekker stjernen seg sammen. Stoffet i en hvit dverg kalles degenerert fordi det oppfører seg annerledes: Trykket avhenger bare av densiteten. Derfor trekker ikke en hvit dverg seg sammen når den avkjøles. Selv når den er blitt en kald svart dverg, vil størrelsen være omtrent som da den ble en hvit dverg. Som for en nøytronstjerne gjelder at jo større masse den har, jo mindre er den. Hvite dverger dannes fra stjerner med omtrent samme masse som Solen og består antakelig for det meste av karbon - sluttproduktet av kjerne­ reaksjonene som fant sted da de var røde kjemper. Stjerner med større masse, som har kastet av seg nok materiale til å bli hvite dverger, vil ha gjennomgått videre kjernereaksjoner og vil derfor danne hvite dverger med tyngre grunnstoffer som silisium eller til og med jern. Hvorvidt en hvit dverg har en fast, krystallinsk kjerne, avhenger av dens sammensetning og temperatur.

46 Til tross for navnet har planetariske tåker ikke noe med planeter å gjøre

Planetariske tåker Gjennom hele sitt liv mister en stjerne materiale fra atmosfæren i form av «stjernevinder». I løpet av tiden på hovedserien er massetapet lite, men når en stjerne sveller opp og blir en meget lyssterk rød kjempe eller superkjempe, avtar gravitasjonskraften ved over­ flaten. Massetapet kan da bli såpass stort som 10~5 solmasser per år. Mange astrofysikere mener at ved slutten av kjempefasen vil en siste oppblussing av kjernereaksjonene blåse et hylster av gass ut i rommet, og at massen av denne gassen kan være opptil noen tidels solmasser. Denne tjafsete, ekspanderende gass-skyen kalles en planetarisk tåke. Tåken absorberer ultrafiolett stråling fra stjer­ nen i midten, som kan ha en temperatur på 100 000 °C, og sender den ut igjen som synlig lys, en prosess som kalles fluorescens. Stjernevinder og utstøtingen av en planetarisk tåke kan frakte bort 80% av en stjernes masse. En stjerne med en masse på 6-8 solmasser kan dermed komme ned under «massegrensen». Når så tåken utvider seg, fortynnes og blir usynlig etter omtrent 10 000 år, vil stjernen i midten svinne hen til en hvit dverg, istedenfor å ende i en supernovaeksplosjon. Noen astronomer mener at også en planetarisk tåke dannes av stjernevinder. De antyder at stjernevinden i en kjempestjerne blåser jevnt med ca 10 km/s til stjernens varme kjerne blottstilles. Da øker vindhastigheten til ca 1000 km/s. Denne raske vinden tar så igjen materialet som ble sendt ut tidligere og beveger seg saktere, og pløyer seg inn i dette. Dermed hoper det seg opp et skall av gasser med høy densitet, og som sender ut lys ved fluorescens. Planetariske tåker har vanligvis en mer eller mindre sirkulær form. Det var deres visuelle likhet med planetskiver som fikk Willi­ am Herschel til å kalle dem planetariske tåker.

«Skallutstøtings-modellen»

Hylster

Kjerne

▲ Denne planetariske tåken, NGC 6302, antas a være resultatet av et uvanlig kraftig utbrudd fra sentralstjernen. Det meste av materialet er slynget ut i to motsatt rettete skyer der gass strømmer ut med hastigheter på opptil 400 km/s. Denne dobbeltstrukturen er vanlig blant planetariske tåker, selv om den ikke er så tydelig, og kan skyldes at materiale fortrinnsvis ledes langs stjernens rotasjonsakse eller magnetiske akse. Også i mange andre astronomiske fenomener ses slike topolete strømmer.

«Snøplog-modellen»

Langsom stjernevind

-4 Ifølge «skallutstøtingsmodellen» er en planetarisk take et hylster av hydrogen som er støtt ut fra en rød kjempestjerne som det siste klimaks i en serie pulseringer. I «snøplog-modellen» mister en rød kjempe betydelige mengder masse ved hjelp av en forholdsvis langsom stjernevind. Nar stjernens varme indre blottstilles, blåser det ut en raskere vind som tar igjen og pløyer seg inn i materialet fra den langsommere vinden, og danner et sammenpresset, lysende skall. Dette fremtrer da som en planetarisk take.

STJERNEKOLLAPSER OG -EKSPLOSJONER

47

48

Novaer og supernovaer Stjerneeksplosjoner 1 2 3 4 5 6

7 8 9

10

11 12

Stjerne A har større masse enn B A ekspanderer og overfører masse til B A blir hvit dverg B blir rød kjempe Materiale fra B samles rundt hvit dverg Brensel oppmagasineres på hvit dverg Nova-eksplosjon på overflaten Hvit dverg blåser ut skall Hvis nok masse er samlet opp, starter karbonbrenning i den hvite dvergens kjerne Type l-supernova ødelegger hvit dverg helt Tom supernovarest Hvis A har stor masse, kan den bli en type ll-supernova:

13 14 15 16 17 18 19

20

21

Start på kollaps av kjernen Hele kjernen kollapser Sjokkbølge farer ut fra kjernen Hylster blåses bort, kjernen blir til nøy­ tronstjerne Dobbeltstjernesystem: Nøytronstjerne og stjerne B B blir rød kjempe, materiale strømmer til nøytronstjerne Hydrogen og helium samles opp på nøy­ tronstjerne Eksplosive fusjonsprosesser med helium produserer kraftig utbrudd av røntgen­ stråling Oppsamling av brensel gjenopptas

Novaer Astronomene mener at en nova opptrer i et tett dobbeltstjernesystem hvor én stjerne er en hvit dverg og ledsageren er i ferd med å bevege seg bort fra hovedserien mot kjempefasen. Når sist­ nevnte utvider seg og deformeres, strømmer materie fra den og til en skive, kalt «akkresjonsskiven», med gass i bane rundt den hvite dvergen. Gassen går i spiraler fra akkresjonsskiven og ned på overflaten av den hvite dvergen. Samtidig øker temperaturen i gassen. Ved en temperatur på rundt 20 millioner grader starter plutselig voldsomme kjernereaksjoner som forårsaker en eksplosiv oppblussing på overflaten. Skallet med materie som blåses bort, svinner vanligvis hen før det er stort nok til å kunne ses i et teleskop. I noen få tilfeller, som med Nova Persei i 1901, kunne man f se skallet lyse der det kolliderte med den interstellare gassen. Den I sterkeste novaen i nyere tid var Nova Cygni i 1975, som økte sin \ lysstyrke med om lag 19 størrelsesklasser. Supernovaer Supernovaer er stjerner som eksploderer og som ved maksimum kan lyse like sterkt som 10 milliarder soler. De forekommer nokså sjelden. Mens det i en gjennomsnittsgalakse kan forekomme ca 25 novaer per år, forekommer det bare to eller tre supernovaer per århundre. I Melkeveisystemet har det ikke vært observert noen supernova på over 300 år. De siste ble sett av Kepler i 1604 og Brahe i 1572. Supernovaene deles inn i to typer, type I og type II. De oppfører seg forskjellig og er forbundet med forskjellige slags stjerner og eksplosjonsmekanismer. Type I-supernovaene, som er atskillig mer lyssterke enn type II-supernovaene, opptrer blant gamle stjerner, mens type II er mye yngre stjerner. Mye gjenstår å lære om mekanismene som utløser disse kolossa­ le eksplosjonene, men i type I-hendelsene skjer antakelig en total ødeleggelse av en hvit dverg i et tett dobbeltstjernesystem, mens type II antas å inntreffe når en stjerne med stor masse slipper opp for brensel i kjernen og kollapser til en nøytronstjerne. Type II inn­ treffer uansett om stjernen det gjelder er i et dobbeltstjernesystem eller ikke. Begge typene blåser ut en stor sky med materiale. Den best kjente supernovaresten er Krabbetåken, som er restene etter en supernova som ble observert i 1054, og kilde til alle mulige typer stråling, fra gamma- til radiostråling.

©

C

STJERNEKOLLAPSER OG -EKSPLOSJONER

49

Type I-supernovaer I en type l-supernova eksploderer sannsynligvis en hvit dverg i et tett dobbeltstjernesystem. Velter ledsageren nok materiale overpa den hvite dvergen til å bringe den nær Chandrasekhargrensen, vil kjernen presses sammen og oppvarmes så mye at kjernereaksjoner hvor karbon brennes, kan starte. I motsetning til vanlig gass utvider ikke degenerert materiale seg når det varmes opp. Isteden øker temperaturen i den hvite dvergen drastisk. Hastigheten på kjerne­ reaksjonene øker voldsomt, og den hvite dvergen sprenges i filler. En sky av rester ekspanderer med 10 000 km/s og når maksimal lysstyrke etter to uker. Ifølge én teori omgjøres 1 solmasse med stoff til radioaktivt nikkel. Når dette brytes ned, forsyner det den ekspanderende skyen med energi med en hastighet som stemmer godt med den observerte økningen og langsomme senkningen av supernovaens lysstyrke. Type II-supernovaer Her er antakelig kortli ve te stjerner på over 6-8 solmasser involvert. Mindre massive stjerner kan godt tenkes å miste nok masse til å komme under massegrensen for hvite dverger. Slike stjerner brenner en rekke grunnstoffer i kjernene, men hvis kjernene blir omgjort til jern, kan ikke mer energi frigis gjennom fusjon. Kjernen kollapser, tunge atomkjerner brytes ned, og protoner fanger opp elektroner og danner nøytroner. Ifølge én teori overskrider kjernen densiteten for en nøytronstjerne og spretter tilbake. Dermed sendes en voldsom sjokkbølge ut gjennom stjernen. Hvis den når hylsteret rundt stjernen, vil de ytre delene av den blåses av i eksplosjonen, og kjernen blir til en nøytronstjerne. Men spres sjokkbølgen før den når så langt, vil resten av stjernen falle ned på kjernen som så kollapser til et svart hull.

Andre produkter fra en stjernekollaps Inneholder et tett dobbeltstjernesystem en nøytronstjerne eller et svart hull, vil gass som går i spiral innover fra ledsageren, akselereres og få temperaturer rundt 100 millioner grader slik at røntgenstråling sendes ut. Mange av røntgenkildene i vår galakse kan være slike dobbeltstjernesystemer. Er nøytronstjernen ung med et sterkt magnetfelt, kan materialet ledes ned og danne varme områder nær de magnetiske polene. Hvis disse ikke faller sammen med rotasjonsaksen, vil stjernen oppføre seg som en pulsar. Er nøytronstjernen gammel, med svakt magnetfelt, kan materiale samles opp på overflaten til det eksploderer som en nova og danner en «røntgen-burster». Den blusser opp på få sekunder og svekkes på få minutter. Dette gjentas med uregelmessige perioder på fra noen timer til noen døgn. De fleste «bursters» finnes i områder dominert av gamle stjerner. Hurtige «bursters», som lager flere tusen «burst» per døgn, skyldes antakelig materie som faller ned på akkresjonsskiven. Noen nøytronstjerner ser også ut til å være gammakilder.

50 Virvlende gass-skyer, hvorav noen lyses opp av hurtig roterende nøytronstjerner, angir åstedene for de kraftigste eksplosjonene som noensinne har forekommet

▲ Dette sammensatte bildet av en supernovarest i stjernebildet Cassiopeia er laget ved at et radiobilde (blått) og et røntgenbilde (grønt) er lagt oppa et optisk (rødt) bilde.

► Krabbetaken er restene etter en supernovaeksplosjon i stjernebildet Taurus (Tyren). Eksplosjonen fant sted i 1054 og ble den gang observert og nedtegnet av keiserlige kinesiske astronomer.

Pulsårer Pulsårer er kilder til radiostråling, og i enkelte tilfeller også til syn­ lig lys og røntgenstråling, som slås på og av i intervaller som varie­ rer fra noen få sekunder til en liten brøkdel av et sekund. Hver puls varer bare noen få prosent av perioden (intervallet mellom to etterfølgende pulser). For observatøren ser derfor pulsen til å være avslått det meste av tiden. Selv om styrken på etterfølgende pulser kan variere, er perioden konstant med en nøyaktighet på én timilliondel, bortsett fra en jevn, svak økning på mindre enn én tusendel per år, og leilighetsvise, korte reduksjoner i perioden. Astronomene mener en pulsar er en raskt roterende nøytronstjer­ ne som sender ut stråling i en smal stråle som feier rundt når stjernen roterer, som lyset fra en fyrlykt. Hver gang strålen peker mot Jorden, kan en puls observeres. Bade Krabbetåken og supernovaresten i Vela inneholder pulså­ rer, noe som stemmer godt med teorien om at nøytronstjerner dan­ nes i supernovaeksplosjoner. Selv om andre supernovarester ikke ser ut til å inneholde pulsårer, kan dette skyldes at strålen fra dem ikke peker mot solsystemet, eller at eksplosjonen var asymmetrisk og kastet nøytronstjernen ut av den ekspanderende skyen. Videre virker det sannsynlig at noen supernovaer (særlig av type I) ikke vil danne nøytronstjerner i det hele tatt. Supernovarester som Krab­ betåken lyser fordi det strømmer energi ut fra nøytronstjernen som får tåken til å lyse. Eldre, mer spredte rester, som for eksempel Løkketåken i Cygnus (Svanen), lyser der de kolliderer med den interstellare gassen.

▲ Restene av Tychos stjerne, som eksploderte i november 1572, er forskjellige fra Krabbetåken ved at de danner et ekspanderende, hult gassskall uten noen nøytronstjerne eller pulsar i sentrum som kan lyse opp skyen. Tychos supernova har forsvunnet av syne for lenge siden, men kan enna observeres i radio- og røntgenområdet.

► Gass og støv tilhørende supernovaresten i stjernebildet Vela (Seilet) som vi her bare ser en del av, har utvidet seg siden en stjerne eksploderte for ca 10 000 år siden. Som Krabbetåken inneholder den en pulsar. Det synlige lyset kommer fra den interstellare gassen som varmes opp når sjokkbølgen fra eksplosjonen passerer gjennom den.

52

«Fyrlykt-modellen» for pulsårer stemmer godt med det som obser­ veres. Alle stjerner roterer, og hvis et roterende legeme trekker seg sammen, roterer det raskere. En nøytronstjerne har falt så mye sammen at den roterer svært fort. Dessuten vil kollapsen presse sammen magnetfeltet ved stjernens overflate til en feltstyrke på rundt 100 millioner tesla, omtrent én million million ganger sterke­ re enn ved jordoverflaten. Elektroner som beveger seg med høye hastigheter i så kraftige magnetfelt, sender ut stråling. Man vet ikke nøyaktig hva som forårsaker strålingen fra pulsårer, men én mulighet er at den dannes i varme områder over nøytronstjernens magnetiske poler. En annen mulighet er at partikler som fanges i magnetfeltet, sender ut stråling når feltet dreier dem rundt nesten med lysets hastighet over ekvator. Vekselvirkningen mellom en nøytronstjernes magnetfelt og det omkringliggende materiale virker som en bremse som langsomt bremser ned rotasjonen, noe som forårsaker den langsomme øknin­ gen i rotasjonsperioden. Alderen på en nøytronstjerne kan anslås ved å måle rotasjonsperioden og hvor fort den øker. Generelt gjel­ der at jo kortere periode, jo yngre er pulsaren. Selv om de fleste pulsårer ikke ser ut til å være mer enn noen få millioner år gamle, svinner lyset fra gassrestene rundt mye fortere hen enn dette. Føl­ gelig er de fleste pulsårer alene. Pulsaren i Krabbetåken, som har en periode på 0,033 s, er den raskeste konvensjonelle pulsar. De hurtigste pulsårene To «millisekundpulsarer» ble oppdaget i 1982 og 1983, den ene med en periode på 1,557 millisekunder (tilsvarer 642 rotasjoner per sekund) og den andre med en periode på 6,1 millisekunder (163 rotasjoner per sekund). Til tross for de ekstremt korte periode­ ne ser begge ut til å være gamle, minst 100 000 år, og viser ingen tegn til supernovarester. Astronomene ble først meget overrasket over disse pulsårene. Det ser imidlertid ut til at begge ble dannet i dobbeltstjernesystemer og at banebevegelsene deres har gjort at materiale som strømmet over fra ledsagerne, økte rotasjonshastig ­ hetene og reduserte periodene. Dette støttes av observasjoner som tyder på at den ene av dem har en ledsager. Oppdagelsen av pulsårene Den første pulsaren ble oppdaget ved en tilfeldighet da Susan Jocelyn Bell i professor Antony Hewish' gruppe ved Cambridge University annonserte at hun hadde funnet en svak radiokilde som «blinket» raskt og regelmessig. Gruppen hadde satt opp radioutstyr for et helt annet formål, og de reagerte først med mistro. Da de en kort tid trodde signalene kanskje kunne komme fra en annen sivilisasjon, ventet de med å offentliggjøre oppdagelsen av pulsaren, CP 1919, til 29. februar 1968. Pulsaren i Krabbetåken ble oppdaget i januar 1969. Ved Steward Observatory ville en gruppe prøve å observere den i synlig lys. De prøvde i en uke uten å se den, fordi utstyret var feil koblet. Tilfeldigvis ble neste gruppe som skulle bruke teleskopet ett døgn forsinket, og «pulsarjegerne» fikk én natt ekstra. De fant da pulsaren i Krabbetåken akkurat der den skulle være, og den blinket med riktig frekvens. Senere viste det seg at den fransk-amerikanske astronomen Pudolph Minkowski (1895-1976) hadde observert den i 1942, men uten å innse dens betydning.

▲ Susan Jocelyn Bell-Burnell (hvis pikenavn bare var Bell) oppdaget den første pulsaren i november 1967. Den sender ut pulser med 0,05 s varighet med intervall pa 1,33730 s.

En merkelig kilde på himmelen Et objekt radioastronomer betegner W50, er en avlang supernovarest som måler 200 x 600 lysår. I sentrum ligger et stjernelignende objekt, SS 433, som sender ut synlig lys, radio- og røntgenstråling. Den er en dobbeltstjerne hvor den vanlige stjernen mister materiale til en kollapset ledsager. Spektret viser varierende rød- og blåforskyvninger som astronomene mener skyldes to utløpere med materiale som skytes ut med en hastighet på ca 80 000 km/s. Utløperne ser ut til å stå normalt på akkresjonsskiven rundt det kollapserte legemet, og kan kanskje forklare det avlange utseendet på skyen som sender ut radiostråling. I aktive galakser og kvasarer finnes langt større utløpere. SS 433 kan være en utgave av disse fenomenene i liten målestokk. Studier av dette forholdvis nære objektet kan kanskje gi opplysninger om prosesser som foregår i enkelte sterkt deformerte galakser. ▼ Stråling fra en pulsar kan stråle ut langs den magnetiske aksen til en raskt roterende nøytronstjerne, eller den kan dannes over ekvator fra partikler som dras med av magnetfeltet. Magnetisk ekvator

Stråle

Fanget plasma som roterer med stjernen Magnetisk akse

► Pulsaren NP 1532 i Krabbetåken blinker bade synlig lys, radio- og røntgenområdet. På disse bildene er pulsaren «pa» øverst og «av» nederst.

Rotasjonsakse

Svarte hull Beskrivelse av svarte hull... Svarte hull som kosmiske energikilder... Svarte hull og røntgen­ stråling - hva vi hittil har lært... Supermassive eller svært små svarte hull?... Kan svarte hull fordampe?... Hvilken innvirkning vil et svart hull ha på en astronaut som passerer?... Svarte hull og fantastiske idéer

।

■

1

-------------------------------------

Et svart hull er et område av rommet som materie har falt inn i og som ingenting, ikke engang lys, kan unnslippe fra. Hvis en klump med materie presses sammen, vil styrken av gravitasjonsfeltet og unnslipningshastigheten ved overflaten øke. Presses den til innenfor en radius kalt Schwarzschild-radien, vil unnslipnings­ hastigheten bli større enn lyshastigheten i vakuum, og lys kan ikke unnslippe. Innenfor denne radien vil gravitasjonen dominere over alle andre naturkrefter, og legemet kollapser til et punkt med uen­ delig stor densitet, kalt en «singularitet». Et svart hull er området rundt singulariteten, med radius lik Schwarzschild-radien. Innenfor Schwarzschild-radien er gravitasjonsfeltet så sterkt at ingenting kan unnslippe. Navnet «svart hull» passer meget godt fordi det er et «hull» i den forstand at materie kan falle ned i det, og «svart» i betydningen at ikke noen former for stråling eller materie kan slip­ pe ut. Grensen for et svart hull kalles «hendelseshorisonten». Bak­ grunnen for navnet er at det ikke finnes noen måter det kan bli gitt beskjed om hendelser som finner sted innenfor den, til univer­ set utenfor. Schwarzschild-radien Rs (i kilometer) for et legeme med masse M kan beregnes fra den enkle formelen Rs = 3M/M©, hvor Mo angir Solens masse. Schwarzschild-radien for Solen er ca 3 km, mens den for Jorden er litt mindre enn 1 cm. Det finnes ingen kjente, naturlige prosesser som kan presse verken Solen eller Jor­ den sammen til så små radier. Svarte hull kan imidlertid dannes ved kollaps av en massiv stjerne som har sluppet opp for kjerne­ brensel, og som har for stor masse til å bli en hvit dverg eller nøytronstjerne. Siden ingen kjent kraft kan stoppe en slik kollaps, vil stjernen falle sammen uten å stoppe. Før densiteten blir uende­ lig stor, vil imidlertid stjernen passere sin Schwarzschild-radius og forsvinne fra syne. Et svart hull som dannes fra en stjerne på 10 solmasser, vil få en radius på ca 30 km. Dannelsen av et svart hull

Lysstråling

Schwarzschildradien

2

Schwarzschildradius

Singularitet

Hendelseshorisont

--------------------------------------------- Fotosfære

▲ Grensen, eller hendelseshorisonten, for et ikke-roterende svart hull har en radius lik Schwarzschild-radien (Rs). Selv ikke lys kan unnslippe fra dette området. En passerende lysstråle vil avbøyes av hullets gravitasjonsfelt. Passerer strålen i en avstand av 1,5 Rs fra hullet, vil den avbøyes inn i bane rundt det. (Lysstråler som går i bane rundt det svarte hullet, danner det som kalles «fotonsfæren».) Kommer lysstrålen nærmere, vil den falle gjennom hendelseshorisonten.

Densitet når legemets radius = R (kg/m3)

Legeme

Masse

Schwarzschild radius (R,)

Lite fjell

1012 kg

1,5 x 10’15 m

10®®

Jorden

6 x 1024 kg

9 mm

1O30

Solen

2 x 1O30 kg (= 1 Mø)

3 km

1019

100 millioner soler

10® Mo

3 x 108 km (= 2 AE)

Hele Melkevei­ 10" Mg systemet

0,03 lysår

103 (=vannets densitet)

W3

NB! Tall for densitet er avrundet til nærmeste potens av 10

◄ Når kollapsen av en stjerne starter, kan lys slippe vekk fra overflaten i alle retninger (1). Kollapsen gar imidlertid stadig raskere og styrken på gravitasjonsfeltet ved overflaten øker fort slik at lys som sendes ut med små vinkler, bøyes tilbake (2). Like før stjernen når Schwarzschild-radien (3) kan bare vertikalt rettet lys unnslippe. Med én gang stjernen er innenfor Schwarzschild-radien, kan ikke noe lys unnslippe, og stjernen blir usynlig (4). Det dannes en hendelseshorisont, og hele stjernens masse faller inn i en singularitet (5).

54 Ned i et svart hull - en reise som bare går én vei, til de mest eksotiske områder fysikken kjenner

Svarte hull som kosmiske energikilder Siden stjerner roterer, er det rimelig å anta at svarte hull som dan­ nes fra kollapserende stjerner, roterer meget raskt. Utenfor hendelseshorisonten på et roterende svart hull er et område kalt «ergosfæren». Ingenting som kommer innenfor ergosfæren kan unngå å bli dratt med rundt i hullets rotasjonsretning, det er som om rommet selv roterte rundt med det svarte hullet. I prinsippet er det mulig for partikler å komme inn i ergosfæren, og, hvis de beveger seg fort nok, forlate den igjen med mer energi enn da de kom inn. Det har vært spekulert på at ergosfæren rundt et svart hull kunne brukes som en energikilde. Svarte hull og røntgenstråling Materiale som faller inn mot hendelseshorisonten rundt et svart hull, akselereres til det nærmer seg lyshastigheten og sender ut store energimengder før det forsvinner gjennom hendelseshorison­ ten. Hvis et svart hull er medlem av et tett dobbeltstjernesystem, vil stoff som trekkes over fra ledsageren, danne en akkresjonsskive rundt hullet. Friksjon i skiven vil få stoffet til å gå i spiral innover mot hendelseshorisonten. De høye temperaturene som oppstår av det fallende materialet, gjør at det sendes ut røntgenstråling fra de indre delene av akkresjonsskiven. De fleste astronomer mener at noen røntgenkilder er av denne typen. Det beste eksemplet er Cygnus X-l, en kraftig røntgenkilde med raske variasjoner som ligger i stjernebildet Cygnus (Svanen). Posisjonen til Cygnus X-l faller sammen med en varm, blå superkjempe på 20-30 solmasser, som har en usynlig ledsager på 915 solmasser - langt over den maksimale massen en nøytronstjerne kan ha. Røntgenstrålingen ser ut til å komme fra en akkresjonsskive som roterer rundt den usynlige ledsageren. Selv om det ikke fore­ ligger noe avgjørende bevis, tyder mye på at Cygnus X-l, som ligger ca 8000 lysår borte, inneholder et svart hull. Andre eksempler er den dobbelte røntgenkilden Circinius X-l og den meget variable LMC X-3 i Den store magellanske sky. LMC X-3 ser ut til å være medlem av et dobbeltstjernesystem med en hovedseriestjerne av spektralklasse B og et mørkt objekt med en masse på 6-14 solmasser. Et roterende svart hull

Hendelseshorisont---------------

▲ Grensen for ergosfæren, området som omgir hendelseshorisonten for et svart hull, kalles den stasjonære grensen fordi ingenting innenfor kan unnga a bli dratt med rundt.

En astronaut faller inn i et svart hull Selv om stjernen ikke kan ses, har det svarte hullet et meget sterkt gravitasjonsfelt som virker på omgivelsene. Det manifesterer seg blant annet ved sterke tidevannseffekter på materie i nærheten. Hvis f.eks. en astronaut faller inn mot et svart hull med føttene først, vil de, som er nærmere hullet enn hodet, utsettes for et sterkere gravitasjonsfelt. Denne ulikheten i tiltrekningskraft vil strekke ham ut med stadig større kraft. Nær hendelseshorisonten til et svart hull på 10 solmasser vil han føle samme tidevannskraft som om han hang etter armene med hele Londons befolkning hengende i beina. Ethvert legeme som nærmet seg hendelseshorisonten til et slikt svart hull, ville blitt slitt i stykker av tidevannskreftene. På tegningen nedenfor viser pilene styrken på gravitasjonskreftene som virker på astronautens hode og bein. Jo større det svarte hullet er, jo svakere er tidevannskreftene ved hendelseshorisonten. I et supermassivt svart hull vil sterke tidevannskrefter først opptre godt innenfor hendelseshorisonten.

Astronaut nær lite svart hull

SVARTE HULL

▲ Cygnus X-1 antas a være et dobbeltstjernesystem med en periode på 5,6 døgn bestående av en superkjempe av type O eller B og en usynlig ledsager på 9-15 solmasser, som antas å være et svart hull. På grunn av rotasjonen faller ikke materie fra superkjempen direkte ned i hullet, men danner en skive som roterer meget hurtig rundt det. Skivens temperatur er så høy at det sendes ut røntgenstråling. Materie innerst i skiven går i spiral inn gjennom hendelseshorisonten.

< ► Cygnus X-1 i synlig lys (pa bildet til venstre) og røntgenstråling (til høyre).

55

56

I vitenskapens grenseland Prinsipielt kan et svart hull lages av et hvilket som helst stoff, bare det kan presses sammen innenfor sin Schwarzschild-radius. Det er fullt mulig for svarte hull med millioner eller milliarder solmasser å eksistere. Mange forskere mener det finnes slike objek­ ter i sentrene av meget aktive galakser og kvasarer, ja, til og med i sentrum av vår egen galakse. Det har også vært foreslått at dersom Universet startet i en tett, varm tilstand, vil det under de ekstreme forholdene som da rådet, ha blitt dannet «minihull» med masser på bare noen milliarder tonn. Stephen Hawking, en av verdens fremste nålevende fysikere, mener svarte hull kanskje ikke er så svarte som først antatt, men at partikler sakte kan lekke ut fra dem. For et svart hull med samme masse som en stjerne, ville lekkasjen være helt ubetydelig. Siden lekkasjehastigheten ville være omvendt proporsjonal med massen, ville et minihull sende ut en betydelig mengde partikler per tidsen­ het. Jo mer masse som mistes, jo større blir lekkasjehastigheten, til stjernen til slutt eksploderer i en skur av gammastråling og ekso­ tiske elementærpartikler. Ingen har noensinne observert en slik hendelse og minihull finnes foreløpig bare på papiret. Men hvis en slik hendelse skulle inntreffe, ville den bli en meget dramatisk demonstrasjon av forbindelsen mellom gravitasjon, Universet og elementærpartikkelfysikkens eksotiske verden. Svarte hull finnes sannsynligvis i en rekke ulike utgaver i Uni­ verset. Indikasjonene på eksistensen av svarte hull med samme masse som stjerner og supermassive hull synes nokså overbevisen­ de, selv om de ikke er helt uomtvistelige.

▼ Når en partikkel og dens antipartikkel dannes i et gravitasjonfelt rundt et svart hull, kan den ene partikkelen falle ned i hullet mens den andre kan unnslippe. For en observatør utenfor hullet ser det da ut som om en partikkel har sluppet ut av det.

► Kurven illustrerer Hawkings forslag om at hastigheten partikler kan lekke ut av et svart hull med, øker når massen avtar.

Et eksploderende minihull

3

▲ Fra et svart minihull ville partiklene lekke stadig fortere helt til det eksploderte i en sky av elementærpartikler og gammastråling.

•4 Professor Steven Hawking ved University of Cambridge har gitt fundamentale bidrag til vår forståelse av gravitasjon og svarte hull. I 1971 satte han frem en teori om at det kunne finnes minihull og i 1974 en annen teori om at partikler kan lekke ut av svarte hull.

Kan partikler lekke ut av svarte hull? «Uskarphetsprinsippet» som den tyske fysikeren Werner Heisen berg (1901-1976) fremsatte i 1927, medfører at vi for elementærpartikler ikke samtidig kan måle både energi og tid nøyaktig. Jo mer nøyaktig den ene størrelsen er kjent, jo mer unøyaktig blir den andre. I 1974 anvendte Stephen Hawking dette på svarte hull. Uskarphetsprinsippet gjør at det i et uhyre kort øyeblikk kan samles nok energi i et bitte lite område av rommet til å danne en partikkel og dens antipartikkel, men de annihileres nesten momentant. Deres korte eksistens kan derfor ikke observeres og det blir ingen netto tilgang av nye partikler i universet. Prosessen forsterkes i det kraftige gravitasjonsfeltet rundt et svart hull, hvor den ene partikkelen av og til kan falle ned i hullet mens den andre unnslipper. Dermed ser det ut som om den kom ut fra hendelseshorisonten. Prosessen tar energi fra gravitasjonsfeltet til det svarte hullet og reduserer slik hullets masse til et punkt hvor det, etter lang nok tid, vil fordampe helt.

Mellom stjernene Bestanddelene i det interstellare støvet... Ulike typer lysende tåker... Hvordan tåkenes sammen­ setning, størrelse og avstand kan bestemmes... Hvordan man nummererte himmellegemene... De mest uvanlige eksemplarene vi kjenner til... Molekyler i det interstellare rom

L-___ ___

.

...

—.

-i

■

-

■4 Charles Messier var på sin tid en av de fremste astronomiske observatører i Frankrike, og ble kalt «kometjegeren» av Ludvig 15. I dag huskes Messier for sin katalog over tåker.

Det er en utbredt oppfatning blant legfolk at rommet mellom stjer­ nene er et vakuum, og etter jordiske forhold er dette riktig. I virke­ ligheten inneholder det en blanding av gass og små partikler, inter­ stellare støvkorn. Den gjennomsnittlige densiteten er ca 10-21 kg/m3. Densiteten i jordatmosfæren ved havoverflaten er omtrent tusen millioner millioner millioner ganger større. Hydrogen er den dominerende bestanddelen. For hver én million hydrogenatomer er det ca 120 000 heliumatomer, noen få hundre hver av nitrogen, karbon og oksygen, omkring 100 hver av neon og svovel og noen få tyngre atomer som jern, kalsium, natrium og kalium. Den interstellare materien er ujevnt fordelt og inneholder skyer hvor densiteten er tusen ganger over gjennomsnittet. Det er i disse skyene nye stjerner dannes. Lysende tåker eller nebulae (det latinske ordet for tåke), som Oriontåken (M42), beviser at det finnes gass i rommet. Disse tåkene lyser fordi de inneholder unge stjerner som sender ut mye ultrafio­ lett stråling. Denne energirike strålingen slår elektroner løs fra ato­ mer og danner positivt ladete ioner (atomer som mangler ett eller flere elektroner) og frie elektroner som streifer rundt blant de spredte atomene. Når et elektron fanges inn igjen av et atom, går det inn i en bane rundt kjernen, og faller så trinnvis ned i lavere baner. For hvert trinn sender det ut stråling med en bølgelengde som avhen­ ger av energiforskjellen mellom de to banene. Slik sender en lysen­ de tåke ut lys på mange ulike bølgelengder som bestemmes av de grunnstoffene den inneholder. Den sender med andre ord ut et emisjonslinjespektrum.

Katalogisering av natthimmelen Den første astronomen som laget en katalog over stjernhoper og tåker, var franskmannen Charles Messier (1730-1817). Han var primært interessert i kometer og oppdaget 13 slike mellom 1760 og 1798. Han tok imidlertid ofte feil av små, tåkelignende objekter som ikke var kometer, men hoper og tåker - noe han ikke var det minste interessert i. Tvert imot kastet han bort mye tid på dem, og gikk derfor i gang med å lage en liste over dem. I 1781 fullførte han en liste med 103 objekter, inkludert noen av de mest berømte. Fremdeles bruker astronomer Messiers numre for å identifisere disse objektene. Krabbetåken er Messier 1 (M1), Andromeda-galaksen M31, Oriontåken M42 og Pleiadene M45. Fire Messier-objekter, M46, M47, M91 og M102, «mangler» og det er mulig de faktisk var kometer, mens M73 i Aquarius (Vannmannen) bare er en sammenstilling av fire lyssvake stjerner. I katalogen tok Messier bare med de lyseste hopene og tåkene. William Herschel oppdaget og katalogiserte langt flere av disse objektene. Enda senere, i 1888, utga den danske astronomen Johan Ludvig Emil Dreyer (1852-1926) sin «New General Catalogue» (NGC) med posisjon for 7840 hoper og tåker. Han tok med alle Messier-objektene og de fleste av Herschels objekter. M31 er for eksempel NGC 224 og M1, Krabbetåken, er NGC 1952.

Hvorfor tåker lyser

— Ultrafiolett absorberes

Omfanget av tåken

3

Spektrum

◄ Hvis en tåke (1) inneholder en varm O- eller B-stjerne, absorberer gassen i tåken ultrafiolett lys fra stjernen og sender det ut igjen som synlig lys. Dermed ser vi en tåke (2) som har et spektrum med emisjonslinjer (3).

▲ Hvis et atom i tåken absorberer ultrafiolett lys (1), kan det miste et elektron og ioniseres (2). Et elektron som fanges inn av et ion (3), faller ned i et lavere energinivå (4) og sender ut lys på en bestemt bølgelengde.

58 Store, formløse tåker av gass og støv som nå driver rundt i rommet, vil kunne gi opphav til neste stjernegenerasjon

◄ Den doble stjernehopen h og x Persei, også kalt Sverdhåndtaket, er synlig for det blotte øye, 7000 lysar borte. Hver hop inneholder ca 350 stjerner. ◄ ◄ Dette infrarøde bildet i falske farger tatt av IRASsatellitten viser varmt støv som antakelig er en protostjerne på 1 solmasse i tåken Bernard 5.

► De mørke Rho Ophiuchitåkene ligger ca 700 lysår borte. I blandingen av gass og støv finnes mørke tåker, refleksjonståker og emisjonståker. ▼ John Herschel beskrev denne åpne hopen på sydhimmelen som «en kurv av verdifulle steiner med ulike farger», derav navnet Smykkeskrinet. Den lyse, røde stjernen er k Crucis, en rød kjempe. Hele hopen ligger ca 7800 lysår fra oss.

60 Selv usynlige tåker har gitt informasjon om objekter som ligger bortenfor dem

Spektrallinjer fra interstellart stoff

Interstellare linjer

Stellare linjer

◄ Identifikasjon av interstellare linjer. En take i ro ligger mellom observatøren og en spektroskopisk dobbeltstjerne (1). De to stjernene går i baner rundt hverandre, slik at de vekselvis nærmer og fjerner seg fra observatøren. Spektrallinjene forskyves frem og tilbake rundt sine gjennomsnittlige bølgelengder på grunn av dopplereffekten. De linjene i spektret som skyldes absorpsjon i tåken, ligger i ro på en fast bølgelengde og kan dermed skilles ut fra stjernenes linjer. Interstellare linjer ble første gang identifisert på denne måten i spektret fra o Orionis i 1904. Hvis tåken beveger seg bort fra observatøren og mot stjernen (2), vil de interstellare linjene fra tåken rødforskyves til bølgelengder som er lengre enn de som dannes i stjernens atmosfære. Hvis to tåker ligger mellom observatøren og stjernen, hvorav den ene nærmer og den andre fjerner seg (3), vil det i stjernespektret opptre to ulike sett interstellare linjer, det ene blå- og det andre rødforskjøvet.

Observatør

Observatør

Refleksjons- og absorpsjonståker Spektrum

•4 ► Hvis en støvtåke ligger mellom observatøren og stjernene som observeres, vil tåken ses som en mørk flekk mot stjernebakgrunnen (A) ved at den stenger for lyset fra bakenforliggende stjerner. Ligger det støv nær en stjerne, vil stjernelyset reflekteres mot observatøren som vil se en lys refleksjonstake (B). Takens spektrum ligner på stjernens, men er ofte litt blåere fordi blått lys spres bedre av støvet.

A

MELLOM STJERNENE

Lysende tåker kalles også Hll-områder. (Dette betyr at en del av deres viktigste bestanddel, hydrogen, er ionisert. Nøytrale, eller ikke-ioniserte, hydrogenskyer kalles HI-områder.) Varme stjerner i Hll-områder gir skyene temperaturer på rundt 10 000 °C. I Orion­ tåken, som lyses opp av de fire stjernene kalt Trapeset, sender hydrogen hovedsakelig ut rødt lys, mens den sterkere ultrafiolette strålingen nærmere stjernene ioniserer tyngre gasser, særlig oksy­ gen, som lyser sterkt i den grønne delen av spektret. Dette gir de indre delene av tåken et grønt skjær. Den eneste delen av tåken som lyser, er den som ligger nær de varme stjernene, men interstellare tåker er ofte mye større enn de synlige Hll-områdene. Det finnes også mange tåker som ikke lyser i det hele tatt fordi de ikke inneholder stjerner av riktig type. Hvis en usynlig tåke ligger mellom en observatør og en stjerne, vil den absorbere lys på visse bølgelengder og etterlate «fingerav­ trykket» sitt i stjernens spektrum. Ved dopplereffekten kan slike interstellare absorpsjonslinjer skilles ut fra linjene fra stjernen. Hvis tåken og stjernen beveger seg med ulike hastigheter, vil absorpsjonslinjene fra skyen være forskjøvet i forhold til linjene fra stjer­ nen. Et spesialtilfelle er når tåken ligger foran en spektroskopisk dobbeltstjerne og de interstellare linjene har konstante bølgeleng­ der, mens bølgelengdene på linjene fra stjernene varierer. Hvis det i synslinjen ligger flere tåker som beveger seg med ulike hastighe­ ter, vil det i stjernespektret være flere forskjellige interstellare linjer med ulike dopplerforskyvninger. Analyser av disse linjene gir vikti­ ge opplysninger om tåkene. Nyere observasjoner av ultrafiolett stråling har vist at det i Melkeveisystemet også finnes en meget tynn og svært varm gass som ikke sender ut synlig lys. Den antas å bestå av materiale spredt ved supernovaeksplosjoner.

61

Molekyler mellom stjernene Observasjoner i infrarødt og mikrobølgeområdet viser at det finnes molekyler i tette skyer. Der er sjansene for at atomer kan møtes og kitte seg sammen over gjennomsnittet, og det er mer støv til å beskytte molekylene mot ultrafiolett stråling som ellers kunne spalte dem. Molekyler har en fysisk struktur; de roterer rundt symmetriakser og vibrerer. Endrmger i molekylenes rotasjons- og vibrasjonstilstander fører til at infrarød stråling og mikrobølgestråling absorberes og sendes ut.

Studier av interstellart hydrogen Radioastronomi er et nyttig verktøy til studier av mterstellar gass. Nøytralt hydrogen sender ut stråling med en bølgelengde på 21,1 cm (som tilsvarer en frekvens på 1420 MHz). Dette skyldes den lille energiforskjellen mellom de to mulige spinntilstandene elektronet i hydrogenatomet kan være i. Vi kan tenke oss at et elektron roterer som en liten klode. Hvis det roterer samme vei som protonet i hydrogenkjernen, har atomet som helhet litt høyere energi enn om elektronet og protonet roterte i motsatte retninger. Når elektroner i kalde hydrogenskyer vipper over fra å rotere i samme til motsatt retning av protonet det går i bane rundt, sender de ut stråling med bølgelengde 21,1 cm. Observasjoner på denne bølgelengden viser hvordan hydrogenet er fordelt utover i Melkeveisys terne t.

Interstellart støv Støv avslører seg på mange måter. Skyer som inneholder nok støv til å svekke lyset fra bakgrunnsstjerner, viser seg som mørke tåker. De best kjente er Kullsekken (en nesten sirkulær, mørk sky med en diameter på omtrent 25 lysår i Sydkorset) og den fremtredende Hestehodetåken (en støvsky som synes mot en lysende tåke like syd for Orions belte). Klart avgrensete mørke skyer varierer i stør­ relse fra en diameter på ca 25 lysår ned til små, tette globuler med diametre på under 1 lysår og som inneholder mindre masse enn Solen. De tettere globulene kan være skyer som er i ferd med å kollapse til protostjerner, og mange mørke tåker ligger i enorme tåkesystemer hvor man vet stjerner er i ferd med å dannes. ▲ Et nøytralt hydrogenatom sender ut stråling med bølgelengde 21 cm (1) når elektronets spinn veksler fra parallelt med kjernens (den høyeste energitilstanden) til motsatt av kjernens (laveste energitilstand). Det motsatte skjer under absorpsjon (2).

Hvordan interstellart støv lages

c

◄ En mulig måte å lage interstellart støv pa. En kjølig, pulserende rød kjempe (A) utvider seg. Atmosfæren avkjøles (B), og faste partikler av karbon og silisium dannes. Disse partiklene blåses så ut i rommet av lystrykket som øker når stjernen trekker seg sammen og varmes opp (C).

62 Hestehodetåken, den best kjente mørke tåke, bærer sitt navn med rette

▲ Sentrum i vår galakse ligger i retning stjernebildet Sagittarius (Skytten), men er skjult av støvskyer i det optiske området. De blå flekkene er stjernelys som reflekteres av støvet, rødt kommer fra hydrogenskyer.

Kullsekktåken i stjernebildet Sydkorset inneholder faste partikler (ikke bare gasser) som absorberer lyset fra fjernere stjerner. Kullsekken er et av de beste eksemplene på en mørk tåke.

► Et av de mest kjent objektene på himmelen er Hestehodetåken i Orion, en mørk tåke som danner en silhuett mot den lysere og fjernere emisjonståken. Hestehodetåken er egentlig bare en utløper fra den enorme, mørke tåken som dekker den nederste delen av bildet. Den lyse, blåhvite tåken nede til venstre for Hestehodetåken, er en refleksjonståke. Den lyse stjernen er Alnitak (6 Orionis). Under den er en varm gasssky, NGC 2024.

64

En utsikt som ødelegges av støv Infrarøde observasjoner fra IRAS viser at tjafsete skydotter, kalt «interstellare cirrusskyer», finnes utover hele Melkeveisystemet. Selv om de med temperaturer på fra -170 °C til -260 °C er kalde etter jordiske forhold, sender de ut mye infrarød stråling på bølge­ lengder rundt 100 mikrometer. I tillegg til de store støvmengdene som er konsentrert i forholds­ vis tette, lokale skyer, antas det interstellare mediet å bestå av en jevn, tynn fordeling av støv. Støvet sprer stjernelys og svekker lyset fra fjerne stjerner med en verdi som øker med avstanden, propor­ sjonalt med støvmengden langs synslinjen. I gjennomsnitt svekkes stjernelyset med 1-2 størrelsesklasser for hver 1000 parsek (3260 lysår). Mellom Solen og Melkeveisystemets sentrum ligger det så mye støv at bare ett av 1000 milliarder fotoner med synlig lys greier å trenge gjennom. Følgelig kan ikke sentret observeres på bølgelengder for synlig lys. Støvet innvirker i sterkere grad på lys med korte bølgelengder, som blått og ultrafiolett, enn på lys med lange bølgelengder, som rødt lys. Graden av svekkelse varierer omtrent omvendt proporsjo­ nalt med bølgelengden. Stråling med lange bølgelengder, som in­ frarød stråling og radiostråling, påvirkes nesten ikke i det hele tatt og kan passere tvers gjennom hele galaksen. Siden blått lys svekkes mer enn rødt, blir stjernelyset «rødere» etter hvert som det passerer gjennom mer og mer støv. Dette betyr ikke at alle fjerne stjerner ser røde ut, men at en stadig mindre del av en stjernes kortbølgete stråling når Jorden.

Sammensetningen av det interstellare støvet Analyser av støvets absorpsjonsspektrum (hvor mye lys svekkes på ulike bølgelengder) gir opplysninger om støvkornenes størrelse og sammensetning. Typiske verdier for støvkornenes størrelser er 0,1-1 mikrometer. De er dermed like store eller noe mindre enn bølgelengdene for synlig lys, som også er årsaken til at de sprer synlig lys så godt. Støvkornenes kjemiske sammensetning er gjen­ stand for en del debatt. Noen består antakelig av grafitt (en form for karbon) og andre ser ut til å bestå av silisiumforbindelser. Noen har kjerner av is, og de som ligger i tette skyer, har antakelig hinner av kompliserte molekyler. En annen, meget omstridt, fortolkning av absorpsjonsspektrene, foreslått av sir Fred Hoyle og Chandra Wickramasinghe, er at de er frosne bakterier. Selv om de fleste astronomer er uenige i dette, er det et faktum at mange interstellare molekyler hovedsakelig er organiske, og mer kompliserte strukturer venter sikkert på å bli oppdaget. En utsikt som ødelegges av støv

Noen interstellare molekyler

Navn

Metinradikal Cyanradikal Metin-karboniumion Hydroksylradikal Ammoniakk Vann Formaldehyd Karbonmonoksid Hydrogen Hydrogencyanid Metanol Maursyre Silisiummonoksid Acetaldehyd Hydrogensulfid Dimetyleter Etanol (etylalkohol) Svoveldioksid Etylcyanid Nitrogenoksid Glycin Cyanodecapentain

Kjemisk formel

CH CN CH+ OH nh3 h2o h2co CO h2 HCN CH3OH

HCOOH SiO CH3CHO h2s ch3och3 c2h5oh SO2 C2H5CN NO C2H5O2N HC^N

Molekyler i det interstellare rom Astrofysikerne har identifisert over 50 ulike molekyler i rommet, fra meget enkle, som hydroksyl, vann og ammoniakk, til mer kompliserte organiske molekyler, som formaldehyd, maursyre og etanol. Det tyngste molekyl som hittil er funnet, og nye oppdages stadig, er en uvanlig kjede av 11 karbonatomer med ett hydrogenatom i den ene enden og ett nitrogenatom i den andre (HC^N), et molekyl som ikke finnes på Jorden. En interessant side ved interstellare molekyler er at de fleste er organiske - de er kjeder som hovedsakelig består av karbon, hydrogen, nitrogen og oksygen, og omfatter noen av de fundamentale byggesteinene for langt mer kompliserte, levende celler. Det vanligste molekylet er molekylært hydrogen, som er vanskelig å oppdage på andre bølgelengder enn ultrafiolett.

Melkeveisystemet Vår galakses størrelse og struktur... Kulehoper... Solens bane i Melkeveisystemet... Den galaktiske korona... Spiralarmene... Melkeveisystemets gåtefulle sentrum... Melkeveisystemets utvikling... De første observasjonene... Melkeveisystemet på fem bølgelengder... Anslag for Melkeveisystemets alder og størrelse... «Den store debatten» - lå spiraltåkene innenfor vår galakse?

Vår galakse, Melkeveisystemet, inneholder over 100 milliarder stjerner. De fleste er, sammen med tåker av gass og støv, konsen­ trert i en flat skive med en diameter på 80 000 til 100 000 lysår. Den største konsentrasjonen er i utbulningen i midten, en flattrykt kule med en radius på ca 15 000 lysår. Rundt denne utbulnin­ gen er en skive med en radius på 40 000 til 50 000 lysår, men mindre enn 3000 lysår tykk. I tillegg til stjerner inneholder den det meste av gassen og støvet i Melkeveisystemet. Mens omtrent 10% av massen i skiven er interstellar gass og støv, og resten stjer­ ner, utgjøres bare 1% av massen i den sentrale utbulningen av interstellar materie. Utenfor det skiveformede området ligger en nær kuleformet fordeling av spredte stjerner og kulehoper som strekker seg ut til en radius på ca 75 000 lysår og kalles «haloen». Nyere observasjoner tyder på at haloen igjen er omgitt av en tynn, men langt større «korona» med usynlig materie. Den strekker seg ut til mellom 200 000 og 300 000 lysår og inneholder kanskje opptil 90% av Melkeveisystemets totale masse. Siden Solsystemet ligger inne i Melkeveisystemet og støvskyer stenger utsikten mot sentrum, er det vanskelig å kartlegge dets struktur og størrelse. At det grovt sett må ha form som en flattrykt skive, antydes av Melkeveien, det svake båndet av stjerner som strekker seg rundt himmelkulen og lett ses en klar natt uten måne­ skinn. I et teleskop løses Melkeveien opp i millioner av individuelle stjerner som er spredt utover i en tynn, men stor skive. I senere år er Melkeveisystemet blitt observert på bølgelengder fra gammatil radiostråling. Observasjoner i infrarødt og radioområdet har vært særlig nyttige siden stråling i disse spektralområdene ikke påvirkes så mye av støvet. Melkeveisystemets grunnstruktur

Halo

◄ De viktigste trekkene ved Melkeveisystemet er kjernen, skiven, haloen og den utvidete haloen (koronaen), som består av mørkt stoff.

___ Skive i______________ Kjerne

I______ 100 000 lysår. i_________________________________________ Over 400 000 lysår------- ------------------------------------------------------------------,

Korona

▲ William Herschels skisser av Melkeveisystemet.

Observasjoner av stjernene i Melkeveisystemet På en mørk, klar natt når himmelen er bestrødd med stjerner, kan man lett tro det er flere millioner av dem. I virkeligheten er man heldig hvis man kan se så mange som 2500 stjerner på én gang med det blotte øye. Bruk av en liten kikkert eller et teleskop forandrer på dette. Da kan flere millioner ses, og det vil være umulig å telle dem. For å kunne anslå stjernenes antall, bestemte derfor William Herschel seg på slutten av 1700-tallet for å telle stjernene i utvalgte områder på himmelen og så ta gjennomsnittet av disse fellingene. Teitingene hans bekreftet at stjernene var konsentrert i et bånd langs Melkeveien og ble færre og færre i begge retninger bort fra denne. Ut fra dette forestilte han seg Melkeveisystemets form som en «tilhogd slipestein», som er en ganske god beskrivelse av dets form. Andre viktige observasjoner Herschel gjorde i forbindelse med disse fellingene, gjaldt tåkene. Han la merke til at «stjernetåkene» så ut til å unngå området rundt Melkeveien, mens de «uoppløselige tåkene» (som han helt riktig antok var gass-skyer) var vanlige der. Fra dette foreslo han at førstnevnte kunne være stjernesystemer utenfor Melkeveisystemet, noe som senere viste seg å være riktig. Tanken fikk imidlertid en heller lunken mottakelse, og Herschel uttrykte selv sterk tvil om dette meget viktige forslaget.

66 Astronomene kan nå observere det som inntil nylig var et av de best skjulte områdene i rommet - sentret i vår egen galakse

◄ Dette bildet av «radiohimmelen» er resultatet av 15 ars arbeid med tre radio­ teleskoper. Strålingen er sterkest i Melkeveisystemets plan, de svarte omradene er mørke i radioomradet. Siden disse bølgelengdene kan trenge gjennom det inter­ stellare støvet, gir dette bildet et godt inntrykk av hvordan var galakse ser ut. ► «Røntgenhimmelen» er her vist i samme projeksjon som kartet fra Lund-observatoriet. To «røntgenburstere» er vist, den øverst til venstre er observert med tre detektorer og den nederst til høyre (i Den lille magellanske sky) med én. Kartet ble laget med Vela 5Bsatellitten i 1972, og posisjonene til «røntgenbursterne» ble tilføyd senere.

MELKEVEISYSTEMET

▲ På dette gammastrålekartet av Melkeveisystemet, laget fra data fra den europeiske satellitten COS-B, angir fargene strålingsintensitet, med gult som sterkest. ◄ Dette kartet over hele himmelen er satt sammen av flere bilder ved Lundobservatoriet i Sverige. Lengst til venstre og høyre ligger stjernebildet Auriga (Kusken), med Sagittarius (Skytten) i midten. Projeksjonen gir visse forvrengninger, men hvert rektangel dekker et like stort område. ► Dette infrarøde bildet i falske farger ble tatt av IRAS og viser fordelingen av støv langs Melkeveisystemets plan og tvers over dets sentrum. Temperaturen på støvet varierer fra ca -240 °C (rødt) til ca -20 °C (blått). Sentrum i Melkeveisystemet markeres av det intense, gule området litt nedenfor og til venstre for midten av bildet. De fleste trekkene som kan ses, er velkjente områder med støv og ionisert gass (Hll-områder).

67

68 Nyere observasjoner tyder på at Melkeveisystemet inneholder 10 ganger mer materiale enn noen hittil har kunnet observere direkte

Kulehoper og Melkeveisystemets størrelse Melkeveisystemets halo inneholder ca 200 kulehoper nokså jevnt fordelt rundt galaksens sentrum. En typisk kulehop inneholder fle­ re hundre tusen stjerner. Siden mange av dem ligger over eller under Melkeveisystemets plan, skjules de ikke særlig mye av interstellart støv. Noen av stjernene er av RR Lyrae-typen, variable stjerner med kjent luminositet. Ved å sammenligne den tilsynela­ tende lysstyrken for en RR Lyrae-stjerne med dens kjente luminosi­ tet, kan avstanden til den, og dermed til kulehopen, beregnes. Stu­ dier av avstandene til og fordelingen av kulehoper viser at Solen ligger ca 28 000 lysår fra Melkeveisystemets sentrum, som ligger i retning av stjernebildet Sagittarius (Skytten). Nesten alle de unge O- og B-stjernene, de tette skyene hvor stjerner dannes, de opplyste Hll-områdene og de unge, åpne stjernehopene ligger nær Melkeveisystemets plan. Noe forvirrende kal­ les de yngre stjernene som inneholder mer av tyngre grunnstoffer og ligger nær det galaktiske plan, for «populasjon I-stjerner», mens de eldre stjernene i haloen og utbulningen nær sentrum av Melke­ veisystemet kalles «populasjon II-stjerner».

◄ Harlow Shapley, den første som fant en nøyaktig verdi for størrelsen av var galakse. I over 30 ar var han direktør for Harvard College Observatory.

▼ Den vakre kulehopen M13 i stjernebildet Hercules ble oppdaget av Edmund Halley i 1714. M13 er den mest fremtredende kulehopen på den nordlige halvkule og ligger ca 22 500 lysår borte.

Det roterende Melkeveisystemet Melkeveisystemet roterer og Solen beveger seg med ca 230 km/s i en nesten sirkulær bane rundt det galaktiske sentrum. Ett omløp tar ca 220 millioner år. De fleste populasjon I-stjerner i skiven beve­ ger seg i samme retning som Solen, men mange av populasjon IIstjernene følger elliptiske baner med nokså høy inklinasjon til det galaktiske plan. Solen er, som man forstår, en stjerne av populasjon I, og har derfor en bane som ligger i det galaktiske plan. Shapleys avstandsbestemmelse

▲ Nær Melkeveisystemets plan ligger mye støv som gjør at optiske astronomer bare kan observere en begrenset del (innenfor rektangelet). De fleste kulehoper ligger over og under det galaktiske planet og skjules derfor ikke så mye av støv. Shapley antok at sentrum i systemet av kulehoper faller sammen med Melkeveisystemets sentrum. Deretter anslo han størrelsen på vår galakse ved å måle avstandene til ulike kulehoper.

Shapley og Melkeveisystemets størrelse Det meste av æren for utmålingen av Melkeveisystemets størrelse tilfaller den amerikanske astronomen Harlow Shapley (18851972) som begynte ved Mount Wilson Observatory i 1914. Han var klar over sammenhengen mellom en cepheides periode og luminositet som var etablert av Henrietta Leavitt ved observasjoner av kortperiodiske variable i Den lille magellanske sky. Ved å studere cepheider / kulehoper oppdaget Shapley at de ligger rundt grensene for vår galakse. Fra kulehopenes skjeve fordeling (de fleste ligger på den sydlige himmelhalvkule) sluttet han at Solen ikke ligger i sentrum av Melkeveisystemet, men ca 28 000 lysår fra dette. Den store debatten i 1920 Shapleys anslag for vår galakses størrelse var nær den riktige. Den gang mente imidlertid mange at spiraltåkene befant seg i vår galakse, og Shapley var en av dem som mente dette. En amerikansk astronom, Heber Doust Curtis (1872-1942), som den gang arbeidet ved det velrenommerte Lick Observatory, var uenig i dette synet. Han mente spiralene var ekstragalaktiske, utenfor vår galakse, og at sistnevnte var mye mindre enn Shapley hadde beregnet. Dette var tema for den «store debatten» mellom Shapley og Curtis, som ble holdt i National Academy of Sciences i 1920. Selve debatten ga ingen konklusjon, men historien har gitt Shapley rett angående størrelsen på vår galakse, men feil i synet på at spiralene befant seg i den. Man kan derfor si at debatten, som den gang ble nok så intens, endte uavgjort.

MELKEVEISYSTEMET

Anslag for Melkeveisystemets alder Som haloen og kjernen inneholder også kulehoper gamle, metallfattige stjerner. De ble dannet tidlig i Melkeveisystemets historie, da det besto av nesten bare hydrogen og helium, før tyngre grunnstoffer ble produsert i stjernene og blåst ut i rommet i supernovaeksplosjoner. Hopenes aldre kan leses rett ut fra H-R-diagrammene deres, som viser at de eneste hovedseriestjernene de inneholder, er gamle stjerner med små masser. Alle andre har utviklet seg til røde kjemper og videre. Slike analyser viser at Melkeveisystemet må være minst 12 milliarder år gammelt.

NGC 2362 Unge hoper Gamle hoper

Pleiadene

M3

NGC 188

BO

AO

FO

▲ H-R-diagram som viser at lyssvake stjerner i galaktiske hoper er pa hovedserien.

► Alle stjernene i var galakse følger baner rundt den galaktiske kjernen. Stjerner nærmere sentrum passerer Solen fordi de beveger seg i kortere baner, mens stjerner lenger ute blir liggende mer og mer etter. Spiralmønsteret er en «tetthetsbølge» som roterer uavhengig av Solen omtrent halvparten så fort. Stjerner og gass-skyer passerer inn og ut av spiralarmene.

▼ Rotasjonskurven for vår galakse viser hvordan hastighetene til stjerner og gass-skyer i baner rundt det galaktiske sentrum varierer med avstanden fra det.

GO

KO

MO

M8 Spektralklasse

Galaktisk rotasjon

69

Stjerner nærmere det galaktiske sentrum har kortere omløpstider enn de som er lenger fra, men de oppfører seg ikke som planeter i baner rundt Solen. Melkeveisystemets masse er spredt utover et stort område. En stjernes hastighet bestemmes derfor ikke bare av avstanden fra sentrum, men også av hvor mye masse som ligger mellom den og sentret. Jo større stjernens avstand er, jo større er massen som virker inn på den. Nær det galaktiske sentrum er hastighetene nokså store, for så å avta utover mot kanten av kjernen. Videre utover øker hastighe­ tene igjen, til ca 230 km/s i Solens avstand og ca 300 km/s 60 000 lysår fra sentrum.

Den galaktiske korona De høye hastighetene til stjerner i de ytterste delene av den galakti­ ske skiven tyder på at mye av Melkeveisystemets masse ligger i utkanten av systemet, ellers ville stjernenes hastigheter begynne å avta for avstander utenfor Solens. En hurtig RR Lyrae-stjerne, ni kulehoper, tre elliptiske dverggalakser og de to magellanske sky­ ene vet man ligger fra 65 000 til 200 000 lysår fra sentrum av syste­ met. Hvis de alle, slik det synes, befinner seg i haloen, kan man ut fra hastighetene de har beregne hvor stor masse Melkeveisyste­ met må ha for at de ikke skal unnslippe ut i det intergalaktiske rom. Den viser seg å være 1000-2000 milliarder solmasser. Det meste av denne massen kan verken være lysende stjerner eller nøytralt hydrogen, ellers kunne den observeres direkte. Kan­ skje består den av kalde «klumper» på størrelse med planeter; gam­ le, døde stjerner eller stjerner med meget små masser som er for lyssvake til å kunne observeres.

MELKEVEISYSTEMET

71

◄ Melkeveisystemets struktur. Spiralstrukturen i Solens nærhet har man sluttet seg til fra optiske observasjoner, mens den generelle fordelingen av gass fås fra radioobservasjoner. Melkeveisystemets kjerne faller sammen med en kompakt radiokilde som kanskje inneholder et svart hull.

3000 lysår

Melkeveisystemets struktur

A B C D E

Galaksen og koronaen Den galaktiske skiven De lokale spiralarmer Hl-skiven i kjernen Ekspanderende molekylær sky

Detaljer i de lokale spiralarmene 1 2 3 4 5 6 7 8 9

Centaurus-armen Sagittarius-armen Orion-armen Perseus-armen NGC6231 Trifidetåken Ørnetåken Villandtåken Omegatåken

▼ Melkeveisystemets sentrum. Dette «radiobildet» viser et område med en diameter på 10 lysår.

10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20

Lagunetåken Eta Cariane-tåken Gumtåken Ringtåken Nord-Amerika-tåken Solen M35 Oriontåken (M42) Californiatåken Rosettetåken Krabbetåken

Lys tåke (Hil)

Nøytralt hydrogen (Hl)

Åpne stjernehoper

Assosiasjoner (Unge stjerner)

► Det optiske bildet viser støvskyer som skjuler Melkeveisystemets sentrum pa bølgelengder for synlig lys.

Den galaktiske skivens spiralstruktur Som hos mange andre galakser, har Melkeveisystemets skive en klumpet spiralstruktur, som om stjernene og gass-skyene lå langs spiralarmer som strakk seg ut fra utbulningen i sentrum. Grunnfor­ men er to spiralarmer som strekker seg ut fra motsatte sider av kjernen og tvinner seg tett opp med form som et ildhjul. Ifølge en annen beskrivelse er det snakk om fire spiralarmer, selv om faktiske observasjoner ikke viser et enkelt, klart spiralmønster. Spiralarmenes posisjoner i Solens nærhet kan kartlegges ved op­ tiske observasjoner av lyssterke O- og B-stjerner, Hll-områder og galaktiske hoper. Det viser seg nemlig at et karakteristisk trekk ved Melkeveisystemets spiralarmer er at de inneholder store skyer av ionisert hydrogen og områder hvor det nå dannes nye stjerner. Solen er nær innsiden av en arm kalt Orion-armen. Perseus-armen ligger ca 6000 lysår lenger ut og Sagittarius-armen ca 6000 lysår lenger inn. Carina-armen møter Sagittarius-armen ved Carinatåken, og man har sett tegn til enda en arm, Centaurus-armen, nær­ mere kjernen. Nøytralt hydrogen i en tynn skive strekker seg ut til omtrent to ganger Solens avstand fra det galaktiske sentrum. Det meste av det molekylære hydrogenet og de tette molekylære skyene er imidlertid konsentrert i en bred ring med indre og ytre kanter hen­ holdsvis 12 000 og 25 000 lysår fra sentrum. Det er der de fleste nye stjerner nå dannes. Utbulningen i sentrum Innenfor en radius på 12 000 lysår fra Melkeveisystemets sentrum finnes det svært lite hydrogen, men mange gamle, røde stjerner med økende konsentrasjon mot sentrum. Knapt 10 000 lysår fra sentrum ligger en ekspanderende gassring, kalt «3-kiloparsekarmen», med en masse på ca 30 millioner solmasser. Den kan ha blitt kastet ut fra kjernen for omtrent 30 millioner år siden, og feide muligens med seg mye av gassen i området rundt kjernen. Nærmere sentrum er det en ekspanderende skive av atomært og molekylært hydrogen som ser ut til å gjøre en vinkel på 20° med det galaktiske plan. I en avstand av ca 100 lysår fra sentrum er det en ring av massive molekylære skyer og ioniserte skyer som er varmet opp til ca 10 000 °C av varme, unge stjerner. Omtrent 30 lysår fra sentrum er det en annen, noe kjøligere ring, mens det nærmere enn 10 lysår er et stort antall stjerner og ioniserte skyer som beveger seg hurtig.

72

Melkeveisystemets sentrum Forholdene i Melkeveisystemets sentrum er foreløpig nokså gåte­ fulle. Sentret markeres av en kraftig radiokilde, kalt Sagittarius A. Mye av radiostrålingen kommer fra et område av rommet med en diameter på mindre enn 10 AE, hvilket betyr at det er mindre enn solsystemet. I dette området ligger også en røntgenkilde og flere infrarøde kilder, hvorav mange er kjølige kjempestjerner. For å kunne forklare de høye hastighetene på gass-skyene nær sentrum, må det inneholde minst 5 millioner solmasser innenfor en radius på 1 lysår. Dette tyder på at sentret kanskje inneholder et svart hull på flere millioner solmasser som gass og stjerner dras ned i. Hvis et slikt svart hull finnes, kan det være kilden til noe av strålingen fra Melkeveisystemets sentrum. Melkeveisystemets utvikling Siden de eldre populasjon II-stjernene er fordelt i nær kuleform rundt Melkeveisystemets sentrum, er det klassiske synet at syste­ met oppsto som en nesten kuleformet, roterende sky av hydrogen og helium, og at de massive kulehopene var de første som ble dannet. Etter hvert som tiden gikk, dannet resten av gassen en roterende skive hvor nye stjerner ble dannet, og fortsatt dannes, mens gamle stjerner ennå har baner gjennom haloen hvor de ble til. Dette forklarer også hvorfor halostjernene inneholder så lite av tyngre grunnstoffer i forhold til stjernene i skiven, der det stadig tilføres tyngre grunnstoffer fra «døende» stjerner. Astronomene har imidlertid ingen god forståelse av hvordan ga­ laksene egentlig oppsto, så det finnes mange andre teorier. En fore­ slår at supermassive stjerner først ble dannet i kjernen, så eksplo­ derte og spredte de materialet utover slik at den galaktiske skiven og haloen ble dannet. De mange skyene som ser ut til å bevege seg ut gjennom utbulningen i kjernen, tyder på at det der inne har foregått flere nokså voldsomme prosesser i løpet av Melkevei­ systemets historie.

Stjernedannelse

Hvordan lokalisere gass-skyene Mens utsikten i synlig lys er stengt av støv, kan astronomer i radio- og mlllimeterbølgeområdene bestemme posisjonene til gass-skyer i Melkeveisystemet. Skyer nærmere galaksens sentrum har kortere omløpstider enn Solen, mens de utenfor har lengre. En skys radialhastighet i forhold til Solen avhenger av dens avstand fra sentret, og av vinkelen mellom Solen, skyen og sentret. Denne hastigheten kan måles fra dopplerforskyvningen i strålingen fra skyen, og gjør det mulig å bestemme skyens posisjon.

Analyser av spiralstrukturen ▼ ► Radiostråling fra tre hydrogenskyer. Skyen i ring B ligger i ro i forhold til Solen, og strålingen som mottas har en bølgelengde på 21 cm. Skyen i ring A drar fra og fjerner seg; strålingen fra den er rødforskjøvet. Skyen i ring C nærmer seg og strålingen fra den er blåforskjøvet. De relative hastighetene for ulike skyer viser fordelingen av hydrogen i Melkeveisystemet.

▲ Bilde av vår galakses sentrum bearbeidet med datamaskin.

21-AÅ

21 cm

21+AÅ

11

Galakser Målinger av galaksenes avstander... Våre nærmeste nabogalakser... Klassifisering av galaksetyper... Beregning av galaksemasser... Galaksenes utvikling... Mer om «den store debatten»... Pionerene innen klassifikasjon av galakser

Milliarder av galakser ligger innenfor rekkevidde for dagens tele­ skoper. Noen er spiralsystemer som Melkeveisystemet, andre er helt ulike, og det finnes mange forskjellige typer. Våre nærmeste nabogalakser er en broket forsamling kalt «Den lokale gruppe». De største medlemmene, bortsett fra Melkeveisystemet, er Andromeda-galaksen, en mindre spiralgalakse i Triangulum (Trekanten), og de to magellanske skyene, som ligger nærmere enn 200 000 lysår og kan betraktes som ledsagere til Melkeveisystemet. Måling av avstandene til galaksene Avstandene til galaksene kan bestemmes ved å identifisere spesiel­ le objekter i dem, som meget lyssterke stjerner, stjernehoper eller HII-områder, som ligner på velkjente objekter i Melkeveisystemet. Deretter beregnes enten det som kalles en «luminositetsavstand» eller en «diameteravstand». For å finne en luminositetsavstand må astronomene anslå den absolutte størrelsesklassen eller luminositeten for et identifiserbart objekt, og så sammenligne denne med dets tilsynelatende lysstyr­ ke. Cepheider kan brukes ut til avstander på 12-15 millioner lysår, lyssterke superkjemper og novaer ut til ca 30 millioner lysår og sjeldne supernovaer ut til flere milliarder lysår. Diameteravstander tar utgangspunkt i målinger av den tilsynela­ tende diameteren på objekter som kulehoper og HII-områder. Der­ etter sammenlignes disse med den kjente størrelsen på tilsvarende objekter i vår galakse. Nøyaktigheten i slike målinger avtar natur­ ligvis med avstanden. Det er en nær sammenheng mellom avstanden til en galakse og rødforskyvningen av dens spektrum. Sammenhengen kalles Hubbles lov etter den amerikanske astronomen ved samme navn som først påviste den, og astronomene kan bruke den til å finne avstandene til selv de fjerneste galakser, men usikkerheten forbun­ det med metoden kan være opptil 100%.

▲ ► Fra studier av stjernebevegelser på dette bildet, håpet Adriaan Van Maanen å bevise at M101 og tilsvarende spiraler ikke lå langt nok borte til å kunne være egne galakser.

Uenighet om spiralgalaksene En av de mange debattene i astronomiens historie oppsto mellom den nederlandske astronomen Adriaan Van Maanen (1884-1946) og hans store amerikanske kollega Edwin Powel Hubble. Den gjaldt hva spiraltåkene egentlig er og hvor langt borte de ligger. Hubble mente de er «øyuniverser», slik William Herschel hadde foreslått. Van Maanen, som hadde fotografert noen av spiralene, mente å ha sett bevegelser blant stjernene i dem. Hvis dette var riktig, kunne de umulig være utenfor Melkeveisystemet. Van Maanen vedgikk imidlertid senere at målingene hans hadde vært gale, og det er nå klart at spiralene, som vi kaller galakser, er utenfor vår galakse. Astronomene har nå nådd mye lenger ut. Med moderne utstyr har de observert objekter over 10 milliarder lysår borte, kanskje ikke så langt fra kanten på det observerbare univers.

Noen utvalgte lyssterke galakser ordnet i stigende avstand Navn eller katalognummer

Melkeveisystemet Den store magellanske sky Den lille magellanske sky Sculptor-systemet Fornax-systemet NGC 6822 NGC 205 M32 M31 (Andromeda-galaksen) M33 (Triangulum-galaksen) Maffei 1 M82 M81 M51 Centaurus A M101 M83 M104 (Sombrero-galaksen) M87 (Virgo A) * Mørke, utstrakte haloer er ikke inkludert i massene

Avstand (1000 lysår)

Diameter (1000 lysår)

Masse* (solmasser)

Tilsynelatende størrelsesklasse

Absolutt størrelsesklasse

170 200 280 560 500 100 200 200 400 300 000 500 000 000 000 000 000 000

100 30 15 4 7 7 7 4 130 50 7 23 100 65 30 200 100 30 40

2 x 10n 1 x 101° 2 x 109 3 x 106 2 x 10? 3 x 109 8 x 109 3 x 109 3x10” 1 x 10’0 2 x 10” 3 x 10io 2 x 10” 8 x 10io 1 X 10'2 3 x 10” ? X 10'2 5 x 10” 3 x 10'2

0,1 2,4 7 7 8,6 8,2 8,2 3,5 5,7 11 8,2 6,9 8,2 7 7,5 7,2 8,1 8,7

-21 -18,7 -16,7 -12 -13 -15,6 -16,3 -16,3 -21,1 -18.8 -20 -19,6 -20,9 -19,7 -20 -20.3 -20,6 -22 -22

1 2 2 2 2 3 10 10 13 16 20 27 40 50

Type

Sb Ir l/Sb? Ir I E E Ir E5 E2 Sb Sc SO Ir II Sb Sc EOp Sc SBc Sa El

74 Et stort gassbelte i hurtig bevegelse forbinder Melkeveisystemet med dets to nærmeste nabogalakser

Fernando de Magellans berømte skyer Vare nærmest naboer i Den lokale gruppe, Den store og lille magellanske sky, kan ses med det blotte øye fra den sydlige halvkule. Den store magellanske sky ligger 170 000 lysar borte, har en dia­ meter på ca 30 000 lysår og inneholder omtrent 10 milliarder stjer­ ner. Avstanden til Den lille magellanske sky er ca 200 000 lysår. Galaksen inneholder ca 1 milliard stjerner og har en diameter på rundt 15 000 lysår. Begge galaksene er irregulære med liten struk­ tur. Den store magellanske sky inneholder et massivt Hll-område, Tarantulatåken, som lyses opp av en hop på over 100 O- og Bstjerner spredt over et volum ca 200 lysår i diameter. Tåken har en diameter på ca 900 lysår og inneholder ca 500 000 solmasser med gass. Observasjoner med IRAS viste at bak den synlige tåken ligger et stort område hvor stjerner nå dannes, og en stor sky nøy­ tralt hydrogen. Nær tåken finnes også mange gamle populasjon IIstjerner, noe som tyder på at stjerner er blitt dannet i dette området gjennom hele galaksens historie. Selv om Tarantulatåken ligger forskjøvet på den ene siden av en langstrakt struktur som innehol­ der de fleste stjernene, mener enkelte astronomer at siden den er så massiv og langlivet, er den kjernen i denne irregulære galaksen. De to magellanske skyene er innhyllet i et belte av gass i hurtig bevegelse, kalt Den magellanske strøm, som også strekker seg over Melkeveiesystemets sydpol. Denne strømmen består kanskje av gass som ble trukket ut fra skyene da de, for ikke så lenge siden (astronomisk sett), passerte nær Melkeveisystemet, eller den kan bestå av intergalaktisk gass fanget i gravitasjonsfeltene fra Melke­ veisystemet og de magellanske skyene. Store deler av denne gassstrømmen ser ut til å bevege seg mot vår galakse. Hvis nåværende teorier er riktige, er de magellanske skyene og Den magellanske strøm deler av en massiv galaktisk halo. Det har imidlertid også vært foreslått av Den store magellanske sky er et eget system som har foretatt en nærpassering og nå fjerner seg igjen.

▲ Dette infrarøde bildet viser et område i Den store magellanske sky kalt bade 30 Doradus og Tarantulataken. I denne gass- og støvskyen ligger kanskje den mest massive og lyssterke stjerne som er kjent. Massen er anslatt til 2500 solmasser og luminositeten til 100 millioner ganger Solens. Astronomene er imidlertid usikre pa om det virkelig er en stjerne.

► Den store magellanske sky er Melkeveisystemets nærmeste nabogalakse. Bildet viser den i riktige farger. Tarantulataken er det store, lysende området i midten nederst. ▼ Den lille magellanske sky er, som sin navnebror, velegnet for studier gjennom et lite teleskop, men kan bare ses fra den sydlige halvkule.

76 Astronomene klassifiserer galaksene etter formen de har, men vet ikke hva de ulike formene forteller eller hvordan de utvikler seg

Klassifikasjon av galakser Galakser klassifiseres etter formen de har. Det finnes flere klassifikasjonsskjemaer, men det enkleste, utarbeidet av Edwin Hubble, bruker tre grunnleggende former: Elliptisk, spiral og irregulær; og inndeler dem i det som kalles «stemmegaffel-diagrammet». Bokstaven «E» betegner elliptiske galakser og etterfølges av et siffer mellom 0 og 7 som angir flattrykningen. Hvis «a» betegner store og «b» lille halvakse, er flattrykningen gitt ved formelen 10(a-b)/a. Om for eksempel store halvakse er det dobbelte av den lille (a = 2b), er klassen gitt ved 10(2-l)/2 = 10/2 = 5, og galaksen er av type E5. Kuleformete galakser betegnes E0, og ingen elliptiske galakser er flatere enn E7. Galakser med spiralarmer finnes i to hovedutgaver: Spiraler (S) og stavspiraler (SB). Førstnevnte har spiralarmer som stikker ut fra utbulningen rundt kjernen, mens armene i sistnevnte går ut fra det som ser ut som en stav av stjerner og interstellart stoff tvers gjennom sentrum. Hver type er videre delt opp etter hvor stor kjernen er og hvor tett spiralmønsteret er. Blant spiralgalaksene er Sa de tettest tvinnete og har de største kjerneområdene (i forhold til galaksens størrelse). Sb-galakser har et mindre tett spiralmønster og en forholdsvis mindre kjerne, mens Sc-galaksene har løse, åpne armer og små kjerner. Stavspiraler deles på samme måte inn i klas­ sene SBa, SBb og SBc. Ytterligere informasjon kan tilføyes, for ek­ sempel vil en ekstra «s» angi at armene starter i kjernen, mens «r» betyr at de starter fra en ring rundt kjernen. Mellom elliptiske galakser og spiralgalakser ligger linseformete galakser, som betegnes med S0. De er elliptiske med en tynn skive rundt «ekvator», men har ingen spiralarmer. Irregulære galakser, som ikke har noen veldefinert kjerne eller struktur, betegnes Ir. Galakser av type Ir I følger «stemmegaffel-diagrammet» ved at de gir inntrykk av å ha spiralarmer som er brutt opp i et forvirrende mønster. Galakser av type Ir II er fullstendig kaotiske og ofte meget aktive.

Gass, støv og unge, varme stjerner Når vi beveger oss langs stemmegaffel-diagrammet fra elliptiske galakser til Sc-galakser og irregulære galakser, øker det gjennom­ snittlige innholdet av gass, støv og varme, unge O- og B-stjerner. Elliptiske galakser inneholder typisk mindre enn 0,1% gass og støv, mens spiraler inneholder opptil 20% og irregulære galakser 2030%, selv om det finnes unntak med gass- og støvinnhold på opptil 50%. Elliptiske galakser inneholder en stor prosent gamle, røde populasjon II-stjerner, mens spiralgalakser har populasjon II-stjerner i kjerne- og haloområdene sammen med populasjon I-stjerner i skiveområdet. Andelen av sistnevnte øker fra Sa til Sc. Noen, men ikke alle, irregulære galakser har den høyeste andelen av blå O- og B-stjerner. I elliptiske galakser dannes det omtrent ikke nye stjerner lenger, men det gjør det fortsatt i spiralgalakser og irregu­ lære galakser. Galaksenes masse Galaksenes masse kan variere fra mindre enn 1 million til over 10 000 milliarder solmasser for elliptiske galakser, og fra 1 milliard til 1000 milliarder solmasser for spiralgalakser. Alle irregulære ga­ lakser har masser på under noen titalls milliarder solmasser. Diametrene ser ut til å variere fra under 3000 lysår til over 150 000 lysår. Disse tallene gjelder bare de synlige delene av galaksene. Hvis mange av dem har massive haloer og koronaer av usynlig materie, som Melkeveisystemet ser ut til å ha, er de oppgitte tallene for masse og størrelse altfor små.

▲ Edwin Hubble ved 2,5-metersreflektoren ved Mount Wilson.

▲ Hubbles «stemmegaffel-diagram» for klassifikasjon av forskjellige galakser etter geometrisk form.

Pionerene innen galakseklassifikasjon Etter å ha oppdaget at «stjernetåkene» egentlig ligger utenfor vår galakse, begynte Hubble og hans medarbeider Milton Humason (1891-1972) i 1923 å lage et klassifikasjonsskjema. De to amerikanske astronomene var et interessant par. Hubble tjenestegjorde i den amerikanske hæren under den første verdenskrig, og ble også amatørmester i boksing. Humason hadde ingen formell utdannelse. Hans begynte ved Mount Wilson Observatory som muldyrdriver, men sluttet seg til forskerstaben i 1920 og hadde deretter et nært samarbeid med Hubble. De to laget et skjema som omfattet de ulike galaksetypene, og ble fristet til å foreslå at de representerte ulike utviklingstrinn - at en elliptisk galakse utviklet seg til en spiralgalakse, eller omvendt. Det var imidlertid sterke innvendinger mot dette. Spesielt viste det seg at de mest massive elliptiske galaksene, som M87, hadde langt større masse enn spiralgalaksene, og tanken om en utviklingsrekke måtte oppgis. Som med studiene av stjerneutvikling, viste situasjonen seg å være atskillig mer komplisert enn først antatt.

GALAKSER

Klassifikasjon av galakser

NGC 3115 - type E7

NGC 1073 - type SBc

NGC 5364 - type Sc

77

78 / Den lokale gruppe finner vi et utvalg av irregulære og elliptiske galakser samt spiralgalakser av ulike størrelser

Andre medlemmer av Den lokale gruppe De fleste galaksene i Den lokale gruppe er nokså små elliptiske eller irregulære galakser, men det finnes også noen få større galak­ ser, inkludert to spiralgalakser, M33 i stjernebildet Triangulum (Trekanten) og M31 i Andromeda. M33 er en veldefinert spiralgalakse med en kjerne og spiralarmer, men med en mer åpen struktur enn Melkeveisystemet. Den er noe mindre enn vår galakse, inne­ holder ca 30 milliarder stjerner og ligger omtrent 2,4 millioner lysår borte. Den store galaksen i Andromeda, M31, er en spiralgalakse, men spiralstrukturen kommer ikke så godt frem fordi galaksen ligger nesten med kanten mot oss. Med en avstand på 2,2 millioner lysår er den det fjerneste objekt som, under gode forhold, kan ses med det blotte øye. Bare den store utbulningen i kjernen kan ses med det blotte øye, eller med et lite teleskop eller en kikkert. Hele galak­ sen er større og mer massiv enn Melkeveisystemet, og inneholder omtrent 300 milliarder solmasser. Men hvis vi også regner med den massive koronaen, er muligens Melkeveisystemet det mest massive medlem av Den lokale hop. M31 har to mindre elliptiske satellittgalakser, M32 (NGC 221) og NGC 205. Den andre massive galaksen i Den lokale gruppe er Maffei 1, den ene av to galakser oppdaget i 1968 av den italienske astrono­ men Paolo Maffei. Begge ligger i stjernebildet Kassiopeia (Dronnin­ gen), nær Melkeveien på himmelen, og er derfor i stor grad skjult bak støv. Maffei 1 ser ut til å være omtrent 3 millioner lysår borte, og følgelig medlem av Den lokale gruppe, men er ulik de andre ved at den er en elliptisk kjempegalakse. Bare ca 1% av lyset fra den når frem til solsystemet, slik at det er svært vanskelig å studere det nærmere.

▼ Galaksen M33 i stjernebildet Triangulum er en av de knapt 30 galaksene i Den lokale gruppe. På dette bildet i synlig lys har man manipulert med fargene for bedre å få frem områder hvor det stadig dannes nye stjerner (rosa), områder med unge stjerner (blått) og støv (oransje) som lyses opp av eldre, gule stjerner nær sentrum av galaksen.

▲ ► M31 (Andromedagalaksen) er en massiv spiralgalakse, som vår galakse. Bildet i riktige farger (til høyre) viser M31 og dens to elliptiske satellittgalakser, M32 (nederst) og NGC 205. Fra skrå vinkel kommer ikke M31s spiralstruktur særlig godt frem. Det infrarøde bildet med falske farger (over) viser områder med oppvarmet støv hvor det dannes nye stjerner.

80

Hvordan galaksenes masse kan beregnes Spektret fra en galakse består av summen av spektrene fra et stort antall stjerner, og er et kontinuerlig spektrum med mørke absorpsjonslinjer. For en spiralgalakse kan dopplerforskyvninger av disse linjene og av emisjonslinjer i radioområdet (som 21 cm-strålingen fra HI-områder) avsløre rotasjonshastighetene i ulike avstander fra galaksens sentrum. Herav kan massen av den synlige skiven og utbulningen i kjernen beregnes. I mange spiralgalakser har også stjerner og gass-skyer i de ytre delene av de synlige skivene store hastigheter, noe som tyder på at de har massive haloer eller koro­ naer. De massene man da kommer frem til, må derfor anses som minimumsverdier. Galakser som er nær kuleformete har liten nettorotasjon, og stjer­ nenes bevegelser er nokså tilfeldig fordelt. Overalt i slike galakser er det alltid noen stjerner som nærmer seg og noen som fjerner seg i forhold til observatøren. Hver linje i galaksens spektrum har bidrag fra stjerner som fjerner seg (rødforskjøvet) og nærmer seg (blåforskjøvet). Resultatet er brede istedenfor smale spektrallinjer. Hvor brede de er sier noe om intervallet stjernehastighetene ligger i. Siden hastighetene avhenger av gravitasjonskreftene stjernene er utsatt for, gir dette informasjon om galaksens masse.

▲ De merkelige galaksene NGC 3986/3988.

Galaksenes utvikling Astronomene vet ikke sikkert hvordan galaksene ble dannet eller hvordan de har utviklet seg. De mener hver galakse oppsto, som en massiv sky av hydrogen og helium som trakk seg sammen på grunn av gravitasjon. Hva slags galakse den endte opp som, av­ hang sannsynligvis av skyens rotasjonshastighet og i hvilken grad stjerner ble dannet. I en sky som kollapser langsomt med liten rotasjon, vil mange stjerner dannes per tidsenhet og ganske tidlig omgjøre det meste av gassen til stjerner slik at det dannes en kuleformet eller elliptisk galakse. Fordi det var lite gass igjen til å danne senere stjernegenerasjoner etter den første perioden med stjernedannelse, domineres slike galakser i dag av gamle, røde stjerner av første generasjon. Hvis skyen kollapset raskt og roterte hurtig, ville stjerner begynne å dannes når skyen var nær kuleformet, men gassen ville nokså fort anta form av en roterende skive. En slik utvikling ville gi en tynn fordeling av gamle stjerner i haloen og en større konsentrasjon i den ellipsoideformete kjernen. Innenfor selve skiven ville stjerner dannes forholdsvis langsomt. A De merkelige galaksene NGC 6621/6622.

Hurtig stjernedannelse

Elliptisk galakse

◄ I en sky som kollapser langsomt med liten rotasjon, vil stjerner dannes raskt og lage en kuleformet eller elliptisk galakse med lite gass. En sky som roterer raskere og kollapser fortere, vil danne færre stjerner per tidsenhet og slik lage en halo av gamle stjerner og en skive av gass og yngre stjerner.

Langsom stjernedannelse

Spiralgalakse

Aktive galakser og kvasarer

12

"I---------- “

De massive energiprodusentene - hovedtypene ... Kvasarer - de mest luminøse kildene i universet... Hvordan kvasarene produserer sine energimengder - supermassive svarte hull... De største objektene i universet... Det nærmeste supermassive svarte hull... Kvasarer - de fjerneste objektene som kan observeres... Vurdering av kvasarenes mekanismer for energiproduksjon A

....... ... ................... —

Astronomene har tatt i bruk begrepet «aktive galakser» for å beskri­ ve en rekke uvanlige kilder til lys, radiostråling og andre former for stråling som sender ut opptil en million ganger mer energi per tidsenhet enn en vanlig galakse. Alle disse kildene ser ut til å måtte ha en kompakt og meget kraftig «energimaskin» i sentrum. Blant de ulike typene aktive galakser finner vi Seyfert-galakser, BL Lacertae-objekter, radiogalakser og kvasarer, som alle betraktes som ga­ lakser med hyperaktive kjerner. Seyfert-galakser Seyfert-galaksene er en gruppe galakser man først ble klar over i 1943 ved observasjoner Carl Seyfert foretok. De er S- og SBgalakser med uvanlig lyssterke kjerner. På bilder med korte ekspo­ neringstider ser de mer ut som stjerner fordi så mye av lyset fra dem kommer fra de kompakte kjernene deres. De fleste Seyfertgalakser er sterke infrarøde kilder (strålingen antas å komme fra oppvarmet støv). Noen er røntgenkilder, men de er vanligvis ikke særlig aktive i radioområdet. Radiokildene i sentrum av dem er så små at man med dagens utstyr og teknikker ikke kan oppløse dem, og de varierer over korte tidsintervaller. Analyser av emisjonslinjer fra ionisert gass i kjernene tyder på at gass-skyer der beveger seg med hastigheter på flere tusen kilometer per sekund. Dette tyder igjen på at Seyfert-galaksene kanskje inneholder massi­ ve og kompakte objekter i kjernene.

▲ Denne fotografiske platen ble eksponert lenge nok til at spiralstrukturen i Seyfertgalaksen NGC 4151, hvor hurtige gass-strømmer går ut fra kjernen, vises. Med korte eksponeringstider vil ofte bare den kompakte, sentrale kjernen i en slik galakse vises, og kan derfor bli tatt for en stjerne.

▼ Denne løse, forholdsvis rike galaksehopen ca 250 millioner lysår borte, domineres av den linseformete kjempegalaksen IC 4329 (t h for midten, øverst). Spiralgalaksen som ses fra siden rett t v for IC 4329 er Seyfert-galaksen IC 4329A. Kjernen i denne galaksen er en sterk røntgenkilde.

82 Den merkelige, aktive galaksen Centaurus A har en så komplisert struktur at man tidligere mente den besto av to kolliderende galakser

Et «nært» supermassivt svart hull Den nærmeste radioga/aksen, Centaurus A, ligger ca 16 millioner lysår borte. Optisk ser den ut som en elliptisk galakse, kalt NGC 5128. Den synlige galaksen er omgitt av et avlangt, 3 millioner lysår stort hylster som sender ut radiostråling fra to indre områder, ca 30 000 lysår fra kjernen, to ytre områder og en sky ca 100 000 lysår fra kjernen. Observasjoner viser at hydrogenskyer i en avstand av ca 500 lysår fra sentrum faller inn mot det og kan frigi nok energi til å forklare radiostrålingen. Variasjoner i den over intervaller på noen få timer tyder på en kompakt kilde som kan inneholde et svart hull på opptil 1 milliard solmasser. Selv om Centaurus A ikke er særlig aktiv nå, tyder de utstrakte radioområdene på større aktivitet tidligere. Kanskje inneholder den det supermassive svarte hullet som er nærmest Jorden. Centaurus A var forøvrig en av de første radiogalaksene man oppdaget.

AKTIVE GALAKSER OG KVASARER

◄ Dette røntgenbildet av Centaurus A viser en utløper som strekker seg ca 15 000 lysår ut fra sentrum av galaksen (den hvite flekken nær midten) mot ett av radioområdene og som sender ut røntgenstråling. Utløperen har flere lyse fortetninger og røntgenstrålingen er antakelig synkrotronstråling. Røntgenstrålingen fra kjernen antas å komme fra en akkresjonsskive av varm gass som virvler rundt og trekkes ned i et massivt svart hull.

► Radiostråling med en bølgelengde på 21 cm (hydrogenlinjen) viser at Centaurus A er en stor, langstrakt radiogalakse. Størrelsen er ca 2,5 millioner lysår, noe som gjør den til et av de største objektene man vet om. Fargekodingen går fra purpur for de svakeste områdene til rosa for de områdene som sender ut den mest intense radiostrålingen. Den synlige galaksen dekker bare det innerste, rosa området.

▼ Dette optiske bildet av Centaurus A (NGC 5128), viser eldre (gule) stjerner nær sentrum og yngre (blå) stjerner ved randen av den rødlige støvskyen som krysser galaksen.

▼ Dette radiobildet fra Very Large Array i New Mexico gir et mer detaljert bilde av strukturen i sentrum av Centaurus A. Sterke radioområder er røde, svake områder blå.

83

84 Det største objektet vitenskapen kjenner til, er en radiogalakse kalt 3C 236 med en største diameter på ca 20 millioner lysår

Radiogalakser En radiogalakse sender ut mer energi i radioomradet enn i den synlige delen av spektret. Kraftige radiogalakser sender gjerne med effekter på 1038 til 1040 W, 10-1000 ganger Melkeveisystemets tota­ le luminositet. Mange radiogalakser har et karakteristisk utseende med to sløyfeformete områder det sendes ut radiostråling fra på hver side av den synlige galaksen. Sistnevnte er vanligvis en ellip­ tisk galakse som også kan ha en kompakt radiokilde i sentrum. Størrelsen på de største radiogalaksene er enorm. For eksempel strekker den gigantiske radiokilden 3C 236 seg over et område på ca 20 millioner lysår. Sløyfer og utløpere som sender ut radiostråling Noen radiogalakser har flere nokså symmetriske sløyfer plassert omtrent på linje i ulike avstander fra sentrene sine. Radiokarter med høy oppløsning viser i flere tilfeller at kjernene i disse galakse­ ne har utløpere som sender ut radiostråling og som ligger i samme retning som de ytre sløyfene. Den gigantiske radiogalaksen NGC 6251 er særlig interessant. Den har en utløper fra sentrum i samme retning som en langt større, 720 000 lysår lang utløper. Sistnevnte peker i sin tur i retning av de ytterste sløyfene, som spenner ut et 10 millioner lysår stort område. Astronomene mener sløyfene som sender ut radiostråling, er sky­ er med materiale som er kastet ut av kjernene i de sentrale galakse­ ne i en rekke voldsomme hendelser. Utløperne fra kjernene er nytt materiale som sendes ut mot de ytre sløyfene. Energirike elektroner som i disse skyene beveger seg med hastigheter nær lyshastigheten gjennom magnetfelter, sender ut stråling fordi de må gå i spiraler rundt de magnetiske feltlinjene. Stråling som dannes på denne må­ ten, kalles synkrotronstråling. Den første radiogalaksen som ble oppdaget var Cygnus A. Det skjedde i 1954 da to amerikanske astronomer greide å vise at radio­ kilden Cygnus A har samme posisjon på himmelen som den lyssterkeste galaksen i en galaksehop. Optisk ser den ut som en lyssvak, merkelig galakse ca 550 millioner lysår borte i stjernebildet Cygnus (Svanen). Til tross for den store avstanden, er Cygnus A den nest sterkeste radiokilden på himmelen.

▲ Cygnus A, en radiogalakse i Cygnus, er en av de sterkeste radiokildene pa himmelen. Pa dette konturkartet ses særlig intense omrader i ytterkantene av sløyfene.

► 3C 449 er en enorm radiogalakse. Mens bare den midterste komponenten sa vidt kan observeres med optiske teleskoper, kan radioteleskoper observere utstrakte utløpere og sløyfer.

å Før man ble klar over hvor stor 3C 236 er, hadde radioastronomene identifisert den som en radiokilde knyttet til en elliptisk galakse. Sløyfene som sender ut radiostråling, dekker et område av rommet som er nesten 200 ganger større enn Melkeveisystemets diameter. Som hos andre radiogalakser har ogsa 3C 236 i midten en kjerne som kan observeres optisk.

AKTIVE GALAKSER OG KVASARER

Synkrotronstråling

85

◄ Synkrotronstråling: Et elektron som beveger seg nær lyshastigheten i et magnetfelt, tvinges til å følge en spiralformet bane rundt feltlinjene. Fordi bevegelsesretningen kontinuerlig endres, sender elektronet ut stråling. Jo større hastigheten er, jo kortere er bølgelengden på strålingen. ▼ Størrelsen på vår galakse og fire radiogalakser.

► Til tross for sin store avstand ville radiogalaksen DA 240 se større ut enn fullmånen hvis radiostrålingen fra den var synlig. Bildet er laget ved hjelp av datamaskin.

Jo mer astronomene lærer om den aktive galaksen M87, jo mer gåtefull blir den

AKTIVE GALAKSER OG KVASARER

87

En nærliggende aktiv galakse En av de nærmeste aktive galakser er M87, en elliptisk kjempegalakse 50 millioner lysår borte. Den er den sterkeste radiokilden i Virgo-hopen, og kalles derfor også Virgo A. (Radioastronomene bruker også gjeme betegnelsen 3C 274). Sammenlignet med enkelte andre radiogalakser er den imidlertid ikke spesielt kraftig. Fra kjernen av M87 går en utløper som sender ut alle typer stråling fra røntgen- til radiostråling. Den er ikke like strålende som en kvasar, og nesten tom for gass. Den kan imidlertid tenkes å inneholde en død kvasar. Stjernene i galaksens innerste deler beveger seg så hurtig at det trengs en masse på 5 milliarder solmasser i sentrum for å forklare dette. Hvis dette sentrale legemet er et supermassivt svart hull, kan M87 ha vært på høyde med de mest lyssterke kvasarene da den var yngre og hadde mye gass som kunne sendes ned i det svarte hullet. ▲ Områdene i M87 som sender ut radiostråling er mye mindre enn den synlige galaksen. Radiostrålingen er sterkest i utløperen, som, hvis bildet ikke var blitt bearbeidet med en datamaskin, knapt ville kunne ses i galaksekjernen.

◄ Bildet av M87 er behandlet med datamaskin for å få frem strukturen i utløperen, som skyldes synkrotronstråling.

► Spiralgalaksen NGC 4319 i falske farger. Den lille utveksten på venstre side, på høyde med kjernen, er kvasaren Markarian 205. Kvasarens rødforskyvning er over 10 ganger galaksens, som skulle tilsi at den lå 10 ganger lenger borte. H. C. Arp mener imidlertid at Markarian 205 er forbundet med galaksen via en «bru» av lysende materie. Følgelig kan den ikke være et mye fjernere bakgrunnsobjekt. Er dette korrekt, må den allmenne oppfatningen at kvasarer er meget fjerne objekter, revideres. Nyere observasjoner ser imidlertid ut til å vise at Markarian 205 likevel er over 10 ganger lenger borte enn NGC 4319. Den ser ut til å være omgitt av en svakt lysende «tåke» med samme rødforskyvning som kvasaren, sannsynligvis en galakse med Markarian 205 i kjernen. Dette støtter teorien om at kvasarer er hyperaktive kjerner i fjerne galakser. Andre observasjoner synes å vise at Markarian 205 vekselvirker med en ledsager i samme avstand. Fordi denne er delvis skjult av NGC 4319, ser det ut som om Markarian 205 vekselvirker med NGC 4319 uten at den gjør det.

88 Enkelte forskere tviler på at kvasarene kan sende ut så mye energi som det påstås

Kvasarer med rødforskyvning Spektrallinjer fra kvasar Infrarødt

Rødforskyvning

Spektrallinjer i laboratorium

Uenigheten om rødforskyvningene ▲ ► Når spektrallinjene fra kvasarer sammenlignes med de fra et laboratoriespektrum, har de alltid store rødforskyvninger. Enkelte astronomer mener imidlertid at nær sammenfallende posisjoner på himmelen mellom kvasarer og vanlige galakser, viser at de er fysisk forbundet med hverandre til tross for at de har ulike rødforskyvninger.

Galakse

«Bru»?

Galaksespektrum

Kvasar

Spørsmål om kvasarer Den enorme energistrømmen fra kvasarene er så vanskelig å forklare at enkelte astronomer har stilt spørsmålstegn ved om de virkelig kan være så langt borte. Flere kvasarer ligger svært nær vanlige galakser på himmelen, og i noen få tilfeller ser de ut til å være fysisk forbundet til disse galaksene via «bruer» med materiale. Kvasarenes rødforskyvninger er imidlertid mye større enn nevnte galaksers. Enkelte hevder at slike sammenfallende posisjoner mellom forgrunnsgalakser og fjerne kvasarer er så usannsynlige at de må være fysisk forbundet. Var dette riktig, ville ikke kvasarene være så langt borte som rødforskyvningene tyder på. De fleste astronomer tviler imidlertid på betydningen av de få sammenfallende posisjonene. Hvis kvasarene virkelig var blitt slynget ut fra galakser, så burde da noen av dem bevege seg mot oss og ha spektra med blåforskyvnmg, noe som hittil ikke er observert. Nyere observasjoner av kvasarer i galaksehoper viser at de har omtrent samme rødforskyvning som galaksene i hopene. Dette støtter synet om at rødforskyvningene skyldes de høye hastighetene bort fra oss, og at mange av dem ligger svært langt borte. Noen kvasarer har diffuse konturer. I mange tilfeller har disse diffuse områdene galakselignende spektra og samme rødforskyvning som kvasaren. Dette støtter teorien om at en kvasar er en hyperaktiv galaksekjerne.

Kvasarspektrum

Kvasarer Kvasarene, de mest gåtefulle og omdiskuterte av alle ekstragalaktiske objekter, har fått navnet sitt fra Åwsistellflr radiokilde. Grunnen er at de første kvasarene som ble oppdaget, var radiokilder i samme posisjoner som stjernelignende objekter. Faktisk er bare ca 1% av disse objektene sterke radiokilder og en riktigere betegnelse ville vært kvasistellar kilde eller kvasistellart objekt. Likevel benyttes betegnelsen «kvasar». Kvasarer er meget kompakte og sender ut stråling på mange ulike bølgelengder. De fleste sender ut mye radiostråling og mange hundre også røntgenstråling. Styrken på strålingen kan variere over intervaller fra over ett år til under ett døgn. Spektrene inneholder emisjonslinjer, enkelte ganger også absorpsjonslinjer, og alle viser store rødforskyvninger. Kvasaren Q0000-26 i stjernebildet Bildehuggeren har en rødforskyvning på 4,11, den største som hittil er malt. Det betyr at spektrallinjene opptrer på bølgelengder som er fire ganger lengre enn normalt. Linjer som vanligvis ligger i den ultrafiolette delen av spektret, ses i den synlige delen, mens linjer herfra er forskjøvet ut i infrarødt. De fleste astronomer mener kvasarene er fjerne objekter som deltar i universets utvidelse slik at rødforskyvningene i spektrene deres er en dopplereffekt som skyldes hastigheten de beveger seg bort fra oss med. Er dette riktig, må de ligge kolossalt langt borte. Rødforskyvningen for Q 0000-26 tyder på at den beveger seg fra oss med rundt 93% av lyshastigheten i vakuum, og må ligge ca 13 milliarder lysår borte. For å kunne være så lyssterke som de er over slike avstander, må kvasarene sende ut 100 til 10 000 gan­ ger mer energi per tidsenhet enn en vanlig galakse.

AKTIVE GALAKSER OG KVASARER

▲ Kvasaren 3C 273. Prikken og ellipsen angir to komponenter i denne kilden.

◄ Røntgenbilde av 3C 273 tatt fra den amerikanske satellitten HEAO 2.

Hvordan anslå størrelsen på en kvasar Siden kvasarene ser ut som stjerner på bilder, tyder det på at de må være mye mindre enn vanlige galakser. De raske variasjonene i strålingen fra dem bekrefter dette. En lyskilde (eller kilde for an­ nen stråling) kan ikke variere i intensitet med en periode som er særlig mindre enn tiden lys trenger på å krysse det området kilden utgjør. La oss for eksempel se på overflaten av en lysende kule med en radius på 300 000 km (hvilket betyr at radien er lik den avstanden lys i vakuum tilbakelegger i løpet av ett sekund) som øker i lysstyrke og så går tilbake til det normale på en brøkdel av et sekund. Hvis en fjern observatør kunne se selve kulen, ville han se en skive som først ble lysere i midten, og så stadig nærmere randen. Fordi randen ligger lenger fra observatøren, vil den se ut til å lyse opp ett sekund etter sentrum av skiven. Da ville skivesentret allerede ha falt tilbake til normal lysstyrke. Hvis kilden bare ses som et punkt over stor avstand, vil økningen i lysstyrke spres over ett sekund. Tiden for variasjonene setter derfor en øvre grense for kildens størrelse. Hvis en kvasar varierer i lysstyrke i løpet av ett år, kan ikke energikilden være mer enn ett lysår i diameter. Er variasjonsperioden ett døgn, må den være omtrent ett lysdøgn stort. Røntgenstrålingen fra kvasaren 0X169 varierer med en faktor to til tre på mindre enn 100 minutter, noe som betyr at energikilden er mindre enn Saturns bane. Kvasarene, som gjerne sender ut stråling med en effekt på rundt 1040 W, ser ut til å sende med samme effekt som tusen galakser fra et område av rommet som er mindre enn én milliarddel av diameteren for en vanlig galakse. Hvordan kan så mye energi pro­ duseres i et så lite område?

89

▼ BL Lacertae-objekter er punktlignende objekter i det optiske området og radioområdet. Strålingen fra disse objektene varierer ofte mer og over kortere tidsintervaller enn hos kvasarer. Det er vanskelig å måle rødforskyvninger fra disse objektene. I de tilfellene man har sett spektrallinjer, har de hatt store rødforskyvninger. Observasjoner har vist at noen av disse kvasarlignende objektene ligger inne i galakser.

Inni en aktiv galakse Sløyfer som sender ut radiostråling Synlig del av galakse Indre utløpere og sløyfer Supermassivt svart hull Akkresjonsskive Det svarte hullets rotasjonsakse Utskutte utløpere Indre akkresjonsskive

AKTIVE GALAKSER OG KVASARER

91

•< Energikilden i en aktiv galakse. Alle aktive galakser må ha små, meget kraftige energikilder i sentrum. Mange astronomer mener de er supermassive svarte hull omgitt av roterende gassskiver som gass og kanskje stjernerester faller ned på.

Energiproduksjonen i aktive galakser Observasjoner som er gjort tyder på at alle typer aktive galakser, fra Seyfert-galakser til BL Lacertae-objekter, kvasarer og kjernene i radiogalakser, er ulike manifestasjoner av det samme grunnleg­ gende fenomen, som bare varierer i grad, og ikke virkemåte. Hvert av disse objektene kan forklares som en galakse med en kompakt, hyperaktiv kjerne. De krever alle at det finnes en variabel, kompakt og meget kraf­ tig energikilde. Den enkleste kilden å ty til er et supermassivt svart hull som trekker til seg stoff fra omgivelsene i form av både gass og rester av stjerner som er revet i stykker av de kraftige tidevanns­ kreftene nær hendelseshorisonten. Materie som faller i gravitasjonsfeltet fra et svart hull, får meget høy bevegelsesenergi som frigjøres som stråling når den raser inn i akkresjonsskiven med varm gass som virvler rundt det svarte hullet. Energien som frigjø­ res på denne måten, kan lett bli like stor som hvis 10% av den innfallende massen ble omgjort til energi etter Einsteins berømte formel E = mc2. Med så stor effektivitet kunne et supermassivt svart hull forsyne en typisk kvasar med energi ved å «sluke» bare noen få solmasser med materiale per år. Et supermassivt svart hull med en akkre­ sjonsskive ville være mer lyssterkt enn noen andre typer objekter i Universet. En alternativ teori er at energikilden er et massivt objekt som hindres fra å bli et svart hull ved en meget rask rotasjon, eller holdes oppe av kraftige magnetfelter. Slike objekter kalles «spinarer» eller «magnetoider». Med tiden ville imidlertid slike objekter miste nok energi til å kollapse til svarte hull. For tiden synes derfor modellen med svarte hull å være den mest dekkende.

92 4000 km/s 1 lysår

Mekanismene i et svart hull Energimengden som frigjøres fra området rundt et svart hull, av­ henger av dets masse og hvor mye materiale det har tilgang på. Variasjoner i strålingen fra svarte hull kan skyldes flere faktorer, som fluktuasjoner i strømmen av stoff inn til hullet eller spesielt varme områder i akkresjonsskiven. Fra variasjonene i strålingen fra et svart hull kan en øvre grense for hullets masse anslås. Siden det er en grense for hvor mye materiale som kan falle ned i hullet per tidsenhet, må det over en viss masse for å kunne opprettholde en høy luminositet. Er hullet for lite, vil strålingstrykket fra den sterke strålingen blåse bort materialet som faller inn mot det. Et hull som sender ut stråling med en effekt på 1039 W, må ha en masse på rundt 100 millioner solmasser, mens en effekt på 1040 W krever en masse på ca 1 milliard solmasser. Svært massive svarte hull vil kunne «sluke» hele stjerner, uten at de først ødelegges av tidevannskreftene fra hullet. Under en slik prosess vil det imidlertid ikke bli sendt ut noe særlig røntgenstråling.

Energikildens masse Den nærmeste lyssterke Seyfert-galaksen, NGC 4151, ligger «bare» 50 millioner lysår borte. Det rike emisjonsspektret fra dette klassiske eksempelet på en Seyfert-galakse har gitt astronomene mye informasjon om forholdene i kjernen. Ultrafiolette observasjoner av galaksens kompakte kjerne viser at den inneholder tre ulike gass-skyer som i forskjellige avstander fra sentrum beveger seg med hastigheter fra 4000 km/s for den ytterste til 14 000 km/s for den innerste. Skyene lyses stadig opp av oppblussinger i kjernen. Tiden mellom oppblussingene har gjort det mulig å beregne skyenes avstander fra kjernen. Når avstander og hastigheter er kjente, kan sentrets masse beregnes. I 1983 ble det oppgitt et tall på 100 millioner solmasser, men senere analyser tyder på en verdi nærmere 1 milliard solmasser. Begge stemmer bra med teorien om supermassive svarte hull.

Kan Melkeveisystemet bli en kvasar? Når det tas hensyn til alle disse faktorene, ser det ut til at den gunstigste massen for et svart hull som skal drive en kvasar, ligger mellom 100 millioner og 1 milliard solmasser. Objekter som sender ut mindre energi, som Seyfert-galakser, trenger mindre massive svarte hull. En aktiv galaksekjerne som slapp opp for gass eller stjerner, ville ikke lenger kunne holde i gang energikilden sin, som da ville stop­ pe eller bli svakere. Hvis Melkeveisystemet har et svart hull i sent­ rum, er ikke hullet særlig aktivt nå. Dersom det tidligere hadde bedre tilgang på «brensel», kunne det kanskje ha oppført seg som sentret i en Seyfert-galakse, og det kan også tenkes å bli «slått på» igjen i fremtiden hvis det hoper seg opp nok masse i Melkevei­ systemets sentrum. Vår galakse inneholder ikke et svart hull som er stort nok til å drive en kvasar.

Sentralområdet i NGC 4151

Svarte hull, utløpere og sløyfer Kvasar-fasen er sannsynligvis en forbigående fase i livshistoriene til noen få galakser - de som inneholder svarte hull med stor nok masse. I gjennomsnitt antas kvasar-fasen å vare i 10-100 millioner år. Den slutter når det svarte hullet har sugd til seg all tilgjengelig masse, eller når det er blitt så stort at det «sluker» stjerner hele uten å rive dem i stykker. Teorien om svarte hull gir en akseptabel forklaring på utløperne som ses i radiogalakser og noen kvasarer. Hvis det ligger et roteren­ de svart hull i midten av en stor, tykk akkresjonsskive, vil de enor­ me energimengdene som frigjøres i de indre delene av skiven, drive noe av materialet bort fra hullet. Det er langt lettere for materien å unnslippe langs den veien som byr på minst motstand - vinkel­ rett på akkresjonsskiven - enn å skulle kjempe seg utover gjennom den store skiven. Under slike forhold ville derfor materie sprøytes ut i to smale utløpere i motsatte retninger langs hullets rotasjonsak­ se. Når elektronene i utløperne akselereres gjennom magnetfelter, sender de ut synkrotronstråling med bølgelengder fra røntgen- til radioområdet. Et supermassivt, roterende svart hull vil fungere som et enormt kosmisk gyroskop, siden rotasjonsaksens retning i lange tider vil ligge fast i rommet. Følgelig vil retningene på utløperne være kon­ stant i lange tidsintervaller, noe som kan forklare hvorfor små utlø­ pere og store radiosløyfer ligger i samme retning, i mange tilfeller over avstander på flere millioner lysår.

30 lysdøgn

▲ Bilde av den lyssterke kjernen og de nokså lyssvake spiralarmene til Seyfert-galaksen NGC 4151, i en tegning av en modell av galaksens kjerne. Ringene av gass-skyer, som går i baner med de angitte hastigheter og avstander, er funnet fra ultrafiolette observasjoner.

Galaksehoper Den lokale gruppe er en typisk gruppe... Superhoper... Nære møter der galakser kan kollidere... Hva holder galaksehopene sammen? - Problemet med den manglende masse... Den forstyrrende virkningen av den intergalaktiske gassen... Lag på lag med hoper?

Galakser opptrer vanligvis i grupper eller hoper, og hopene ser igjen ut til å være løst samlet i enda større enheter som astronome­ ne kaller superhoper. Grupper inneholder fra noen få opptil noen hundre galakser. Melkeveisystemet er et av de dominerende medlemmene i Den lokale gruppe, som inneholder 28 kjente galakser. Blant dem finner vi tre spiralgalakser, fire irregulære galakser, fire elliptiske galakser av moderat størrelse (inkludert de to ledsagerne til Andromedagalaksen, M31) og en del dverggalakser og intergalaktiske kuleho­ per. Maffei 1, en ganske stor elliptisk eller SO-galakse som ligger omtrent 3 millioner lysår borte, kan være et permanent medlem av gruppen, men kan også være et midlertidig medlem eller med­ lem av en annen, nær gruppe. De største hopene har flere tusen medlemmer. Mindre grupper og hoper har vanligvis en uregelmessig form og inneholder galak­ ser av alle typer, men hvor spiralgalakser ofte er de mest fremtre­ dende. Massive hoper med mange medlemmer er mer strukturerte og har form som en kule eller ellipsoide med en større konsentras­ jon av galakser mot kjernen, hvor det ofte ligger minst én meget massiv galakse. De består hovedsakelig av elliptiske galakser og SO-galakser som inneholder svært lite gass.

Hierarkier av hoper Menneskenes forestillinger om Jordens, Solens og Melkeveisystemets rolle i universet har endret seg dramatisk opp gjennom historien. Først trodde man at Jorden var universets sentrum, senere at Solen var det, før man trodde at Melkeveisystemet utgjorde hele universet. Vi vet nå at alle tre er helt uvesentlige hele universet sett under ett. Det samme gjelder også for Den lokale gruppe. Kan det tenkes at vår lokale gruppe er en del av et større system? Dette er foreslått av den franske astronomen Gérard de Vaucouleurs. Virgohopen, 50 millioner lysår borte, er riktignok større enn vår gruppe, men det er ikke lett å måle dens diameter nøyaktig med mindre rødforskyvningene i spektrene til de enkelte galaksene kan bestemmes meget nøyaktig. Det kan imidlertid godt tenkes at vår lokale gruppe er forbundet med Virgo-hopen og andre. I så fall er den en del av det som kalles en superhop. Det finnes sterke indisier på at superhoper eksisterer, men ingen avgjørende bevis. Neste spørsmål er da: Er superhopene deler av et system på enda høyere nivå? Her hemmes vi av vår uvitenhet om universets fulle størrelse. Den observerbare delen av universet er kanskje begrenset til 20 milliarder lysår eller mindre. I så store avstander ville nemlig galaksene fjerne seg fra oss med lysets hastighet i vakuum. Dette behøver ikke bety at det ikke finnes andre universer, eller andre deler av vårt eget univers, som konstant ligger utenfor synsvidde. Hvorvidt vi kan få svar på slike spørsmål, avhenger av om vi i fremtiden kan utvide denne rekkevidden med instrumenter som Hubble-romteleskopet. ◄ Abell 1060 er en typisk galaksehop med spiralgalakser og elliptiske galakser - de som ser avlange og diffuse ut. Galaksehoper inneholder fra noen titalls til flere tusen medlemmer som holdes sammen av gravitasjonskrefter. De viser seg mot bakgrunnen av galakser som områder med flere galakser enn vanlig, og ved at alle medlemsgalaksene har omtrent samme rødforskyvning.

94 ► Galakser er gruppert i hoper som igjen ser ut til a være samlet i enda større strukturer kalt superhoper. Den lokale gruppe ligger i utkanten av Virgo-superhopen, en samling på flere tusen galakser over et område på rundt 100 millioner lysår.

Hoper og superhoper I sentrum av den nærmeste store hopen, Virgo-hopen, ligger den massive, elliptiske galaksen M87, som inneholder ca 30 millioner millioner solmasser. Dette gjør M87 til den mest massive galaksen astronomene kjenner til. Virgo-hopen ligger omtrent 50 millioner lysår borte, har en diameter på rundt 10 millioner lysår og innehol­ der over tusen galakser. Andre betydelige hoper mindre enn noen få hundre millioner lysår borte er Coma-, Centaurus-, Perseus- og Hercules-hopene. Superhoper inneholder gjerne omtrent 100 hoper og grupper for­ delt innenfor en radius på rundt 100 millioner lysår. Den lokale gruppe (som vår galakse tilhører) ligger i utkanten av Virgo-super­ hopen, som har sitt sentrum i Virgo-hopen. Omtrent 20% av galak­ sene i superhopen ligger i selve Virgo-hopen, ytterligere 40% er fordelt i to store, flate skyer på hver side av Virgo-hopen og resten finnes i mindre skyer fordelt i en nær kuleformet halo rundt den. Hercules-hopen, som ligger ca 600 millioner lysår borte, er sentrum for en superhop som ligger lengre borte, men som likevel strekker seg over et område på 60° på himmelen. ► Dette bildet i falske farger av Brent Tully viser hvordan Virgo-superhopen tar seg ut for en observatør i ekvatorplanet. Fargene, fra blått via gult til rødt, angir økende galaksetetthet. Den hvite flekken nær midten er den tette kjernen i Virgohopen.

▼ Virgo-hopen inneholder over 1000 galakser av ulike typer. Dette bildet viser de sentrale delene av hopen. Nederst til venstre ses den elliptiske kjempegalaksen M87.

Den lokale gruppe 1 Draco-systemet 2 Den store magellanske sky 3 Den lille magellanske sky 4 Ursa Minor-systemet 5 Leol 6 Leoll 7 Melkeveisystemet 8 NGC 682 9 IC 1613 10IC 1643 11 NGC 185 12 NGC 147 13 M83 (Triangulum-galaksen) 14M31 (Andromeda-galaksen) 15 M32

Den lokale superhop

A B C D E F G

Virgo lll-skyen Virgo ll-skyen Crater-skyen Virgo l-skyen Leo ll-skyen Canes Venatici-skyen Canes Venatici-armen

96 Når galakser kolliderer, ser gass og støv ut til å kondensere til belter med nye stjerner

Nære møter Den gjennomsnittlige avstanden mellom galakser i hoper er om­ trent 10 galaksediametre. Når galaksene beveger seg rundt under gjensidig gravitasjonell påvirkning, kan derfor nære møter og kol­ lisjoner inntre. Mange galakser er deformerte av tidevannskrefter fra nære naboer, og nære møter fører noen ganger til at det dannes lysende «bruer» av stjerner og HII-områder. Galaksene NGC 4038 og NGC 4039 har gjennomført et nært møte. Datamaskinsimuleringer viser at begge var vanlige spiralga­ lakser før møtet. Tidevannskrefter har i løpet av flere hundre mil­ lioner år ført til at det er blitt slynget ut to lange, krumme materiestrømmer som har gitt paret navnet «Antennen». En annen uvanlig vekselvirkning har laget den såkalte Vognhjulgalaksen, NGC 1510. Det ser ut til at en mindre galakse for flere hundre millioner år siden passerte gjennom sentret i en større. Det­ te forårsaket et «plask» som sendte krusninger ut gjennom den stør­ re galaksen. Dermed hopet gass seg opp og satte i gang en periode med stjernedannelse som gir galaksen dens iøynefallende rand av varme, blå stjerner og lyssterke HII-områder. Randen, som har en diameter på ca 170 000 lysår, ble forskjøvet i forhold til sentret av galaksen som passerte gjennom den, og som nå er 250 000 lysår borte fra NGC 1510. Fjerning av gass og galaksers utvikling Melkeveisystemet ser ut til å være forbundet med de magellanske skyene av en gass-strøm (Den magellanske strøm), mens i en nær­ liggende gruppe ser spiralgalaksen M81 ut til å fjerne gass fra den irregulære nabogalaksen NGC 3077. Overføringen av gass fra en galakse til en annen under nære møter spiller kanskje en viktig rolle i utviklingen av galakser og galaksehoper. Det er interessant å merke seg at gass- og støvrike spiralgalakser og irregulære galak­ ser ser ut til å være mer isolerte eller opptre i mindre grupper. Elliptiske galakser og S0-galakser som inneholder lite gass, ser deri­ mot ut til å dominere mer tett besatte, større hoper hvor nære møter er vanligere og som nær sentrum har meget massive galakser som kan ha vokst ved å kannibalisere andre galakser.

▲ Stephans kvintett består av fem galakser som ligger svært nær hverandre på himmelen. Fire av dem ligger også fysisk nær hverandre i en uvanlig tett gruppe av store galakser. To av dem (i midten) vekselvirker sterkt. Den femte galaksen ligger mye nærmere oss enn de andre, og er ikke medlem av gruppen (som heller burde hett Stephans kvartett).

◄ «Vingen» i Fluevingegalaksen består av stjerner og gass-skyer som ble dratt ut fra galaksen ved de gravitasjonelle vekselvirkningene som skjedde under et nært møte med en annen galakse.

▼ Astronomene mener Vognhjul-galaksen en gang var en spiralgalakse, men at en kollisjon med en mindre galakse slo ut kjernen for 300 millioner år siden, og førte til en lysende ring av stjerner og ionisert gass rundt kjernen.

GALAKSEHOPER

97

■< Å «Antennen» er to galakser, NGC 4038 og NGC 4039, som vekselvirker med hverandre 48 millioner lysår fra oss. Simuleringer av kollisjonen mellom dem foretatt ved hjelp av datamaskiner tyder på at begge var vanlige skivegalakser før de møttes. Tidevannskrefter som eksisterte under møtet, førte til at det ble slynget ut over 100 000 lysår lange «haler» med gass og stjerner.

5

98

GALAKSEHOPER

▲ Galaksen M81 nær midten av bildet ligner av utseende på Melkeveisystemet. Den uvanlige galaksen over M81 er M82. Nede til venstre ligger den irregulære galaksen NGC 3077, som ikke ser ut til å ha noe med M81 å gjøre. Alle ligger i Karlsvogna i Ursa Major (Store bjørn).

► Dette radiokartet på 21 cm bølgelengde av to av galaksene i M81-gruppen, M81 (til høyre) og NGC 3077, viser at de to faktisk vekselvirker med hverandre, selv om det ikke ser slik ut på bildet over. Gult og rødt angir områder hvor konsentrasjonen av hydrogen er størst.

4 Galaksen M51 ser ut til å vekselvirke med sin mindre ledsager, stavspiralen NGC 5195, via en «bru» - en forlengelse av en av spiralarmene som går ut fra sentralområdet i M51.

▼ Denne Seyfert-sekstetten, NGC 6027, er en kompakt gruppe av galakser som vekselvirker med hverandre. Den lille spiralgalaksen nær sentrum ligger langt bortenfor de andre.

99

Den manglende masse i galaksehoper For at en galaksehop skal holde seg samlet, må den gravitasjonelle tiltrekningen på hvert medlem i hopen være stor nok til å hindre at galaksen unnslipper ut i det intergalaktiske rom. Ved å anvende det såkalte virialteoremet på hastighetene som galaksene beveger seg med i hopen, kan astronomene beregne minimumsmassen som trengs for å hindre en hop i å gå i oppløsning. Denne massen kalles «virialmassen». Når massen til en galaksehop beregnes ved å addere de anslåtte massene for hvert av dens medlemmer, fås alltid en verdi som er altfor liten til å holde hopen samlet. Vanligvis er den mindre enn 10% av virialmassen. For eksempel er den totale massen av de synlige galaksene i Coma-hopen «bare» noen få hundre millio­ ner millioner solmasser, mens massen som trengs for å holde ho­ pen samlet, er over 5000 millioner millioner solmasser. Hvis ho­ pens masse virkelig var så liten som summen av massene av de synlige enkeltgalaksene i den, ville hopen ha gått i oppløsning i løpet av omtrent 1 milliard år, et kort tidsintervall i forhold til galaksenes aldre. Det finnes imidlertid så mange galaksehoper at de må være meget langlivete eller permanente strukturer som ikke oppløses. Derfor trengs det mye mer masse, kalt den «manglende masse», for å holde dem sammen. Selv om det er oppdaget enkelte intergalaktiske hydrogenskyer, og man kjenner til andre former for intergalaktisk gass, ser det ikke ut til a være på langt nær nok masse til å holde hopene sam­ men. Oppdagelsen av at mange galakser ser ut til å ha massive haloer av døde stjerner, brune dverger (lyssvake stjerner med små masser) eller mindre ansamlinger av materie, kan forklare en del av den manglende masse. Enkelte astronomer mener imidlertid at galaksehopene bare kan holdes sammen hvis de også inneholder store mengder eksotiske elementærpartikler som man ennå ikke har noe bevis for finnes.

100

Intergalaktisk stoff Mange radiogalakser ser ut til å ha et «hode» og en «hale», nesten som et rumpetroll. Det ser nærmest ut som om områdene som sender ut radiostråling, pløyer seg gjennom et eller annet medium som yter motstand, eller som om en vind blåser forbi dem, slik at de presses sammen på den ene siden og dras ut i en hale på den andre. I mange galaksehoper som er røntgenkilder, ser rønt­ genstrålingen ut til å komme fra rommet mellom galaksene isteden­ for fra selve galaksene. Dette tyder på at det mellom galaksene er en tynn gass med temperaturer på 10-100 millioner grader. På grunn av den høye temperaturen sender gassen ut røntgenstråling. Gassen er ikke fordelt på samme måte i alle galaksehoper. Det ser ut til at forskjellen i fordelingen av gassen fra hop til hop sier noe om hvilket utviklingstrinn de ulike hopene befinner seg på. Gass med så høy temperatur må være sterkt ionisert og vil derfor vekselvirke med de elektriske ladete elektronskyene som omgir ra­ diogalakser. Strømmen av varm gass ville ikke bremse de massive stjernene i galaksene, men ville feie elektronskyene bakover, på samme måte som solvinden blåser en komethale bort fra Solen. Over tid kan dette helt fjerne skyene fra galaksene. Galaktiske «eksosgasser» Røntgenstrålingen fra Perseus-hopen og hode/hale-formen på medlemsgalaksen NGC 1265 stemmer med teorien om at hopen har en gass med høy temperatur og en tetthet på ca 1000 ioner per kubikkmeter, omtrent 1/1000 av tettheten av interstellar gass i Melkeveisystemet. Det ser ut til at denne merkelige galaksen til ulike tider har slynget ut flere par med skyer som sender ut radio­ stråling og som har svingt bakover i to buer som om galaksen pløyde seg gjennom den intergalaktiske gassen. Den massive galaksen NGC 5291 i Centaurus (Kentauren) er omgitt av en skive på noen hundre milliarder solmasser med hy­ drogen. Hydrogenet ser ut til å være i ferd med å bli feid ut av galaksen mens den nå pløyer seg inn i den varme intergalaktiske gassen og den større konsentrasjonen av galakser i hopens sentrale områder. Mens dette skjer, dannes store mengder stjerner i områder med sammenpresset hydrogen, som ser ut som små galakser.

Ubesvarte spørsmål Hvorvidt den intergalaktiske gassen i hoper er opprinnelig hydro­ gen og helium som stammer fra universets tilblivelse, og som faller inn i hoper, eller om den isteden er kastet ut fra galakser, er stadig gjenstand for debatt. Noen galakser, som NGC 1275, en meget luminøs galakse i Perseus-hopen, ser ut til ligge i brennpunktet for innfallende gass-strømmer. Tilstedeværelsen av sterkt ionisert jern i noen hoper tyder på at i hvert fall noe av gassen må ha blitt omdannet inni stjerner og senere slynget ut i det intergalakti­ ske rom. Det kan tenkes at etter at hopene ble dannet, har nære møter og kollisjoner mellom galakser i løpet av milliarder år tømt unge, utstrakte galakser for mye av hydrogenet i dem som ennå ikke var omgjort til stjerner. Denne gassen ble deretter oppvarmet ved kollisjoner og sjokkbølger fra galakser som beveget seg gjennom den med hastigheter på flere tusen kilometer per sekund, samt fra supernovaeksplosjoner. Slike eksplosjoner i galaksene og de store haloene rundt dem friga tyngre grunnstoffer, som jern. Sam­ men med mye av den gjenværende gassen i galaksene ble de tyng­ re grunnstoffene feiet ut i det intergalaktiske rom ved møter med den varme, intergalaktiske gassen.

▲ Radiogalaksen NGC 1265 ser ut til av og til å slippe ut gass-skyer som bremses ned av det intergalaktiske mediet og legger seg i en hale bak galaksen, som røyken fra et damplokomotiv.

▼ Dette negative bildet viser filamenter med hydrogen som sannsynligvis strømmer inn mot et massivt svart hull i sentrum av galaksen NGC 1275, den mest lyssterke galaksen i Perseus-hopen.

Rom, tid og gravitasjon Einsteins gjennombrudd - sammenhengen mellom energi og masse, og rom og tid... Bevis for den generelle relativitetsteori... Kan gravitasjon forekomme som bølger?... Kan et legeme bevege seg hurtigere enn lys i vakuum?

De klassiske (newtonske) forestillingene om rom, tid og gravitasjon er tilstrekkelige for de fleste formål. Enten man skal beregne banen for en satellitt rundt Jorden, for en romsonde som skal forbi en eller flere planeter, eller man vil regne på planetenes bevegelser rundt Solen, greier man seg fint med å bruke Newtons gravitasjonsteori. Når eksotiske fenomener, som hvordan legemer oppfører seg nær lyshastigheten i vakuum, de kraftige gravitasjonsfeltene nær svarte hull og strukturen på universet som helhet skal behandles, må man imidlertid ty til den spesielle og den generelle relativitets­ teori. Den spesielle relativitetsteori bygger på to fundamentale prinsip­ per (postulater); for det første at ethvert laboratorieeksperiment er upåvirket av laboratoriets bevegelse (så lenge det beveger seg med konstant hastighet), og at lyshastigheten er den samme uavhengig av observatørens hastighet i forhold til lyskilden. Sistnevnte prin­ sipp virker helt absurd. Hvis to biler, som hver kjører med 100 km/t i motsatte retninger, frontkolliderer, vil hver ha en kollisjonshastighet på 200 km/t. Men hvis en observatør beveger seg mot en lyskilde med 150 000 km/s, og kilden sender ut lys med 300 000 km/s, vil observatøren finne at lyshastigheten er nøyaktig 300 000 km/s, ikke 450 000 km/s som «sunn fornuft» skulle tilsi. Hvis vi aksepterer disse prinsippene, medfører dette flere ting, spesielt fenomener som masseøkning, lengdekontraksjon og tidsdilasjon (forlengelse av tid). Når hastigheten for et legeme nærmer seg lyshastigheten mer og mer, øker dets masse meget sterkt, leng­ den avtar og tiden målt med en hvilken som helst naturlig eller kunstig klokke festet til legemet går saktere enn tiden målt på en klokke hos en observatør i ro. Intet fysisk legeme kan nå selve hastigheten for lys i vakuum, massen ville nemlig i så fall bli uen­ delig stor og det ville være umulig å skaffe nok energi til å akselere­ re det opp til lyshastigheten. E = mc2 En annen konsekvens av den spesielle relativitetsteori er at energi og masse er ekvivalente, det vil si to sider av samme sak. Masse (m) kan omgjøres til energi (E), eller omvendt, etter ligningen E = mc2, hvor c står for lyshastigheten i vakuum. Siden c er et meget stort tall, vil selv en liten klump materie kunne gi meget store energimengder. Denne ligningen inneholder nøkkelen til forståel­ sen av hvorfor stjerner lyser og til hva som skjedde i de første sekundene av universets eksistens. Vanligvis sier vi at legemer har tre dimensjoner - lengde, bredde og høyde - og at tiden er et uavhengig fenomen som strømmer forbi med konstant hastighet. Relativitetsteorien går lenger enn det­ te og introduserer den firedimensjonale romtiden. De tre romlige dimensjonene er der forbundet med tidsdimensjonen slik at beve­ gelsen av en observatør innvirker på hans oppfatning av rommet (målingen av avstander) og tiden (hvor fort klokker går).

A Den polsk-tyske matematikeren og fysikeren Hermann Minkowski lanserte tanken om en firedimensjonal romtid, et sentralt begrep i relativitetsteorien. ► Med sine spesielle og generelle relativitetsteorier fra 1905 og 1916 revolusjonerte Albert Einstein menneskets forestillinger om rom, tid og gravitasjon. ▼ Utløperen fra kvasaren 3C 273 synes å bevege seg hurtigere enn lys.

1977

62 lysår

1978

68 lysår

1979

77 lysår

1980

87 lysår

Hurtigere enn lyset? Radiobilder med høy oppløsning viser at det går en utløper fra kjernen i kvasaren 3C 273. Utløperen ser ut til å ha beveget seg 25 lysår på 3 år. Hvis dette var riktig, må materien i den ha beveget seg med åtte ganger lyshastigheten i vakuum, helt i strid med Einsteins spesielle relativitetsteori. Forskerne føler seg imidlertid sikre på at disse tilsynelatende overlyshastighetene kan forklares som en geometrisk illusjon ved at materie i utløperen beveger seg nesten med lyshastigheten praktisk talt langs synslinjen mot oss.

102 En fysiker har sagt: «Materien forteller rommet hvordan det skal krumme seg, og rommet forteller materien hvordan den skal bevege seg.»

Generell relativitetsteori Den generelle relativitetsteori er en teori om gravitasjon som er forenlig med relativitetsprinsippene. Gravitasjon betraktes ikke som en kraft som virker direkte gjennom det tommet rommet mellom legemer (slik newtonske forestillinger sier), men som en tilsynela­ tende kraft som oppstår fordi rommet selv krummes i materiens nærvær. For å forestille seg dette, er det nyttig å tenke seg det tomme rommet som en elastisk flate. Hvis massive legemer ikke er til stede, vil en partikkel som er satt i bevegelse, fortsette å bevege seg i en rett linje med konstant hastighet. Plasseres et lege­ me med stor masse på flaten, vil det lage en fordypning og defor­ mere den. En partikkel som beveger seg over flaten, vil da følge en krum bane nær fordypningen. Ifølge den generelle relativitetsteorien vil en stor masse deforme­ re rommet og føre til at partikler, og stråling, følger krumme baner nær materie. Planetene i solsystemet følger dermed bare sine natur­ lige baner i det krumme rommet rundt Solen. Som fysikeren John Wheeler har sagt: «Materien forteller rommet hvordan det skal krumme seg, og rommet forteller materien hvordan den skal beve­ ge seg.» Det er kanskje vanskelig å forstå denne måten å betrakte gravitasjon på. I de fleste tilfellene gir generell relativitetsteori de samme resultatene som Newtons teori, men det finnes eksempler på fenomener som Einsteins teori kan forklare, men ikke Newtons. Observasjonelle og eksperimentelle bevis Den generelle relativitetsteorien er blitt etterprovet gjennom både observasjoner og eksperimenter. Et av de best kjente fenomenene er den lille, men målbare, avbøyningen av lys som passerer nær solranden. Avbøyningen av lys i et gravitasjonsfelt gjør at et mas­ sivt legeme kan fungere som en linse som lager et fokusert bilde av et fjernt objekt. Hvis de ikke ligger helt på linje, vil lyset fra et kuleformet bakgrunnslegeme som passerer en massiv «gravitasjonslinse», danne to sigdformede figurer. Et velkjent eksempel på denne effekten er den såkalte dobbeltkvasaren 0957+561 A og B. Astronomene mener dette er én eneste kvasar med en galakse i forgrunnen som fungerer som en gravitasjonslinse. Avbøyning av stjernelys

◄ ▲ Ifølge Einsteins generelle relativitetsteori vil en lysstrale avbøyes når den passerer nær et massivt legeme. Spesielt skal en lysstrale som streifer solranden, avbøyes 1,75 buesekunder. Hvis (over) Solen ligger like ved en bakgrunnsstjerne, vil stjernen bli avbøyd fra sin egentlige posisjon. Under en total solformørkelse vil man på bilder som tas kunne se enkelte stjerner på himmelen nær Solen. Omtrent et halvt år senere vil de samme stjernene være på natthimmelen. Dersom man da tar nye bilder av det samme stjernefeltet og sammenligner disse med bildene tatt under formørkelsen, vil man kunne måle hvor mye stjernenes posisjoner ble forflyttet under solformørkelsen. Analyser av fotografiske plater tatt under en solformørkelse 29. mai 1919, viste klart at stjernenes tilsynelatende posisjoner virkelig var forskjøvet med en verdi som stemte bra med Einsteins teori. Ett av bildene fra formørkelsen (til venstre) viser posisjonene til stjernene som ble brukt til å etterprøve teorien.

ROM, TID OG GRAVITASJON

◄ ► Slik virker en gravitasjonslinse. Lys og radiostråling fra én eneste kvasar og radiosløyfene ved siden av den avbøyes av en massiv elliptisk galakse som vist på tegningen til høyre. Fra Jorden ses kvasaren og bildet av den som «dobbeltkvasaren» 0957+561.

▼ Dette negative fotografiet viser den samme kvasaren i synlig lys. Bildet, som er tatt fra Mauna Kea, viser klart den samme kvasarens tilsynelatende dobbeltstruktur.

Tilsynelatende effekter av gravitasjon

1 Sentrifugalkraften som føles av de som sitter i en bil som svinger, er en «tilsynelatende» og ikke «virkelig» kraft. Selv om passasjerene føler det som om de kastes til siden, har de egentlig bare fortsatt i en rett linje med konstant hastighet, og siden pa bilen har svingt inn mot dem. 2 Gravitasjon kan betraktes som en tilsynelatende kraft som skyldes krumningen av rommet. To skapninger som begynner å bevege seg parallelt pa en kuleflate, vil før eller siden møtes, som om de var blitt dratt mot hverandre av en tiltrekningskraft. 3 Virkningen av krumt rom kan anskueliggjøres ved å se pa rommet som en elastisk flate. En stor masse som plasseres på flaten, lager en fordypning, og legemer som møter den, følger krumme baner. Et legeme (C) som beveger seg sakte langt nede i fordypningen, følger en lukket bane (som en planet rundt Solen), mens et hurtigere legeme (B) følger en apen kurve. En lysstrale (A) avbøyes (normalt) noksa lite.

103

104

Gravitasjonsforskning Ifølge den generelle relativitetsteorien vil lys rødforskyves og tiden ga saktere i et sterkt gravitasjonsfelt, noe som er bekreftet ved eksperimenter og observasjoner. Hvis et legeme følger en elliptisk bane i gravitasjonsfeltet fra et massivt legeme, vil banen presesere langsomt rundt. Punktet i banen nærmest det massive legemet vil med andre ord forflytte seg sakte rundt dette, noe som er observert for Merkurs bane og, i langt større grad, for to nøytronstjerner som går i baner rundt hverandre. Akkurat som en akselerende elektrisk ladning vil sende ut elek­ tromagnetisk stråling, sier den generelle relativitetsteorien at når et hvilket som helst legeme med masse akselereres, vil det sende ut gravitasjonsstråling som vil bre seg med lysets hastighet. Hvis slik stråling finnes, vil den være meget svak og man har hittil ikke greid å observere den direkte. Blant sterkere kilder for gravitasjons­ stråling er nøytronstjerner i tette baner rundt hverandre, super­ novaer, dannelsen av svarte hull og kollisjoner mellom kompakte legemer som svarte hull og nøytronstjerner. Materien i universet forårsaker en krumning av rommet, men astronomene vet ennå ikke hvordan det er krummet. En mulighet er at det er krummet slik at universet er lukket, endelig, men likevel ubegrenset - et univers med endelig volum, men ingen konkret grense. I et slikt univers vil det i prinsippet være mulig å dra ut i én retning og komme tilbake til utgangspunktet fra motsatt ret­ ning uten noensinne å ha nådd noen kant.

◄ Universet kan betraktes som endelig og ubegrenset. Et todimensjonalt vesen (A) som lever i et univers som er en kuleflate, kan dermed bevege seg rundt hele sitt univers og vende tilbake til sin kollega (B) uten a forandre retning eller møte noen grense for det todimensjonale universet dette vesenet lever i.

Gravitasjonsstråling

4 A Når en gravitasjonsbølge passerer gjennom partikler oppstilt

i et kvadrat (over), vil oppstillingen først presses sammen vertikalt og strekkes horisontalt, deretter presses sammen horisontalt og strekkes vertikalt. Professor Joseph Weber har forsøkt å registrere slike mikroskopiske vibrasjoner i en aluminiumssylinder på 4 tonn (til venstre), men hittil har man ingen sikre observasjoner av gravitasjonsstråling.

Universets utvikling Når og hvordan oppstod universet?... Big Bang og alternative teorier... Hvordan anslå universets alder... universets tidlige historie da galaksene ble til... Evig utvidelse eller fremtidig sammentrekning... På leting etter mørk materie... Hubble-tiden og galaksenes aldre... De fire naturkreftene... Er universet åpent, lukket eller flatt? ▲ Rødforskyvninger! for en galakse finnes fra differansen (AÅ) i bølgelengde mellom linjer i dens spektrum og linjer fra en referansekilde i ro i et laboratorium.

Kosmologien beskjeftiger seg med universets struktur og utvikling som et hele. Den tar opp dyptgående og interessante spørsmål som: Er rommet endelig eller uendelig? Har universet eksistert en ende­ lig tid eller alltid vært til? Hvilke krefter har gitt universet dets nåværende form og hvordan vil disse kreftene forme dets fremtid? Vil universet eksistere for evig, eller vil det før eller senere opphøre å eksistere?

Rødforskyvningene i galaksespektrene Bortsett fra medlemmene i Den lokale gruppe, som holdes sammen ved gjensidige gravitasjonelle tiltrekninger, er spektrene fra alle an­ dre galakser rødforskjøvet. Jo større avstanden til en galakse er, jo større er rødforskyvningen. Nesten alle astronomer mener rød­ forskyvningene skyldes dopplereffekten, og at galaksene fjerner seg fra oss med hastigheter som er proporsjonale med avstandene de har. Hvis for eksempel en galakse er dobbelt så langt borte som en annen, vil hastigheten bort fra oss være dobbelt så stor. Ut fra det at galaksene fjerner seg fra oss, synes det naturlig å slutte at universet utvider seg. Alle fjerne galakser og galakseho­ per ser ut til å fjerne seg fra Den lokale gruppe, som om Melkevei­ systemet var sentrum for utvidelsen. I virkeligheten er utvidelsen helt symmetrisk slik at det fra enhver galakse ser ut som om alle de andre fjerner seg fra den med hastigheter som er proporsjonale med avstandene. Ingen galakse kan gjøre krav på å være «univer­ sets sentrum». Det kan være nyttig å bruke en ballong som analogi. La oss tenke oss et todimensjonalt univers som bare består av selve ballongoverflaten. På den kan vi tegne mange små prikker som skal illudere galakser. Når ballongen blåses opp, vil mønsteret av flekker forbli det samme, men avstandene mellom dem vil øke proporsjonalt med hvor langt fra hverandre de er, i overensstem­ melse med en lov kalt Hubbles lov. Hver flekk «ser» at de andre fjerner seg, men ingen kan hevde at den er i sentrum, for selve ballongoverflaten har ikke noe sentrum. De fleste moderne kosmologiske teorier baserer seg på det «kos­ mologiske prinsipp» at universet er homogent og isotropt - homo­ gent i betydningen at det over store avstander er det samme overalt og isotropt i betydningen at det ser likt ut i alle retninger. Astrono­ mene antar også at naturlovene er de samme overalt i universet. Det er med andre ord ikke noe spesielt med vår posisjon i, eller utsyn over, universet. Big Bang - en innføring De fleste astronomer aksepterer at hvis universet virkelig utvider seg, slik observasjoner tyder på, må galaksene tidligere ha vært mye nærmere hverandre, og all materien i universet må en gang ha vært pakket tett sammen. Dette er grunntanken bak en av de meste omdebatterte teorier i moderne vitenskap - den såkalte Big Bang-teorien for universets opprinnelse og utvikling.

A Hvis hele universet representeres av en ballongoverflate (hvor vi ser bort fra inn- og utsiden), og galaksene angis med flekker på overflaten, ser vi at når universet utvider seg, beveger hver galakse seg bort fra alle de andre.

106 Universet utvider seg, men det er ikke klart om utvidelseshastigheten øker, avtar eller er konstant

Ifølge Big Bang-teorien startet universet med en «eksplosjon» fra en varm, enormt tett tilstand - kanskje fra en singularitet (et punkt med uendelig stor densitet) - og galaksene raser på grunn av dette bort fra hverandre. Big Bang kan imidlertid ikke sammenlignes med en vanlig eks­ plosjon som sprer fragmenter utover i rommet. Hvis nåværende teorier er riktige, sprutet ikke materien plutselig ut i det som før var tomt rom. Det som isteden skjedde, var at rom, tid og materie oppstod med Big Bang, og rommet har senere utvidet seg. Isteden­ for å tenke oss at galaksene raser bort fra hverandre gjennom rom­ met, er det riktigere å se det slik at de er i ro i et rom som utvider seg (selv om det forekommer vilkårlige lokale bevegelser). Indivi­ duelle galakser og galaksehoper har sterke nok gravitasjonsfelter til å holde seg sammen, men rommet mellom dem, hvor den midle­ re densiteten er mindre, fortsetter å utvide seg.

Universets alder Universet «alder» - tiden siden Big Bang - kan beregnes ved å dividere avstandene til galakser med hastighetene deres, under forutsetning av at de hele tiden har beveget seg bort fra hverandre med de nåværende hastigheter. Denne metoden gir en alder på omtrent 20 milliarder år og kalles «Hubble-tiden». Men hvis den gjensidige gravitasjonelle tiltrekningen mellom galaksene bremser ned denne utvidelsen, må galaksene tidligere ha beveget seg raske­ re bort fra hverandre enn de gjør nå. Tas det hensyn til dette, må universets alder være mindre enn Hubble-tiden, og kan være nærmere 13-15 milliarder år. Astronomene anslår galaksenes avstander ved å observere såkal­ te «standardlyskilder» i dem. De kan for eksempel sammenligne den tilsynelatende lysstyrken for en cepheide eller en lyssterk suAvstand (millioner lysår)

Uendelig 4,0 y

10

10 000

1000

100

Lyshastigheten

Kvasaren Q 0000-26 Dobbeltkvasaren 0957+561 Kvasaren 3C 279

2,0^

Kvasaren 3C 273

0,1_ Hercules-hope

Cygnus A

Stasjonær kilde

Ingen rødforskyvning

_ 100 000

E