astronomi

Nedanstående innehåll är skapat av Mimers Brunns besökare. Kommentera arbete

Astronomi

STJÄRNHIMLEN

När vi går ut en mörk och klar kväll och riktar blicken mot himlen, ser vi ett ojämnt fördelat myller av ljusprickar över oss. Det är stjärnorna. Tittar vi en stund så börjar vi se mönster, och vi tycker att vi ibland ser figurer som liknar något som vi känner. Så har stjärnbilderna blivit till.

Om vi tittar regelbundet mot stjärnhimlen, kommer vi att märka att stjärnhimlen ändrar utseende under nattens lopp och under årets lopp. På stjärnhimlen syns stjärnorna på olika ställen på himlen, och ibland syns vissa stjärnor inte alls. Förutom de ljusstarkaste stjärnorna, kan vi med blotta ögat även se några av planeterna. Dessa är också ljusprickar, liksom stjärnorna, men till skillnad från dessa blinkar de mindre och dessutom rör de sig i det fasta mönstret av stjärnor.

Vad beror nu allt detta på? De dagliga och årliga förändringarna av stjärnhimlen beror på att jorden inte står stilla i rymden, utan rör sig i en bana kring solen och dessutom roterar kring sin egen axel. Ett varv kring solen fullbordas under ett år, medan ett varv kring sin axel fullbordas på ett dygn. Detta gör att vi under nattens lopp liksom under årets lopp ser olika delar av stjärnhimlen. Dessutom beror det på var på jordklotet vi befinner oss. Här på norra halvklotet ser vi mest av den norra stjärnhimlen, medan de som bor på södra halvklotet, ser mest av södra stjärnhimlen.

Stjärnorna står inte heller stilla i rymden, alla rör sig mer eller mindre fort. Men eftersom de är så avlägsna, ser vi inte denna lilla förändring förrän efter flera hundra eller tusen år. Dessutom ändrar jordens axel sin riktning i rymden. Det gör att hela mönstret av stjärnor förskjuts, medan stjärnornas egen rörelse gör att mönstret av stjärnor ändras.

Förutom dessa mycket små och regelbundna förändringar av stjärnhimlens utseende, inträffar ibland någonting dramatisk och oväntat. Till exempel kan en supernova flamma upp någonstans, eller en tidigare okänd komet kan komma inom synhåll. Sådana händelser har i alla tider inspirerat människans fantasi och sporrat henne till fler och noggrannare observationer. Därigenom har vår kunskap om stjärnhimlen ständigt ökat och förbättrats. - Men vad är egentligen en stjärna?

STJÄRNORNAS UPPKOMST OCH UTVECKLING

Rymden mellan stjärnorna är inte tom, den är full av strålning och materia, som i vissa fall samlas till gas- eller stoftmoln. Om ett sådant moln blir tillräckligt stort, kan det börja dra ihop sig på grund av gravitationskraften. Under gynnsamma omständigheter kan sammandragningen fortsätta tills tryck och temperatur i centrum blir tillräckligt stora för att kärnreaktioner skall komma igång. Då har det bildats en stjärna. Oftast bildas det flera stjärnor samtidigt ur ett moln genom att molnet delas upp vid sammandragningen.

Den nybildade stjärnan påverkas av två krafter. Kärnreaktionerna i centrum, där väteatomer sammansmälter till helium, ger upphov till en utåtriktad tryckkraft. Stjärnans massa ger upphov till en inåtriktad gravitationskraft. Så länge dessa två krafter håller varandra i jämvikt, är stjärnan stabil och lyser med konstant ljusstyrka. När vätet i centrum tar slut, upphör energiproduktionen och därmed den utåtriktade tryckkraften. Det medför att stjärnans centrala delar faller ihop under inverkan av gravitationskraften. Då ökar åter temperaturen i stjärnans centrum, så att nya kärnreaktioner kan komma igång, och nu är det helium som sammansmälter till tyngre ämnen. Den utåtriktade tryckkraften ökar därmed, så att stjärnans yttre delar utvidgas, samtidigt som dess yta blir svalare. Stjärnan har nu blivit en röd jätte.

Stjärnans ursprungliga massa bestämmer den fortsatta utvecklingen. En stjärna som solen, som är ganska liten, är stabil i ungefär 10 miljarder år. Därefter kommer den att bli en röd jättestjärna, flera hundra gånger större än den är nu. De yttersta delarna avskiljs då och bildar ett gasmoln, som sträcker sig långt utanför den ursprungliga stjärnan. Ett sådant moln kallas en planetarisk nebulosa. Det som är kvar av stjärnan bildar en kropp, som inte är större än jorden, men densiteten är nu mycket hög. När allt kärnbränsle har tagit slut, lyser denna kropp endast av kvarvarande värme. Den har blivit en vit dvärg, som fortsätter att svalna, varvid dess ljusstyrka hela tiden avtar, tills den så småningom blir en mörk, osynlig kropp, en svart dvärg.

Stjärnor som är tyngre än solen har kortare livstid. De förbrukar sitt kärnbränsle fortare därför att de producerar mera energi i sitt inre, och därför lyser starkare. När en sådan stjärna når jättestadiet, och dess centrala delar kollapsar, ökar temperaturen i centrum till flera miljarder grader, vilket ger upphov till en explosion, en supernova. I centrum finns resten av den exploderade stjärnan. Den har pressats samman av gravitationen till bara några tiotals kilometer i diameter. Densiteten är extremt hög. Den roterar mycket snabbt och producerar riktad radiostrålning i sitt starka magnetfält. Om strålningen sveper över jorden, kan vi observera den i form av pulser. En sådan stjärna kallas pulsar.

Ännu tyngre stjärnor utvecklas ännu fortare och går ett dramatiskt öde till mötes. Ingenting kan hejda deras kollaps, de faller ihop till en punkt och försvinner ur vår åsyn. Så uppstår ett svart hål. Varken ljus eller materia kan lämna det svarta hålets gravitationsfält. Det svarta hålets närvaro indikeras bara genom dess inverkan på sin omgivning.

Stjärnors livstid mäts i miljoner eller miljarder år, ofattbara tidsrymder för en människa. Hur kan vi ändå veta så mycket om stjärnornas liv, när vi inte kan följa dem från födelse till död? Det beror på att det finns många stjärnor, och de befinner sig i olika stadier av sin utveckling. Genom att studera många stjärnor samtidigt, kan vi därför dra slutsatser om hur en stjärna utvecklas.

Stjärnorna är så avlägsna, att vi även i stora teleskop bara kan se dem som ljusprickar. Solen är den enda stjärna som vi kan studera i detalj. Därför skall vi nu titta närmare på solen och dess omgivning.

SOLEN OCH PLANETERNA

Solen är en medelstor stjärna, ungefär 4,5 miljarder år gammal. Den väger drygt 300 000 gånger så mycket som jorden och är mer än 100 gånger så stor i diameter. I centrum av solen är temperaturen 15 miljoner grader. Temperaturen sjunker utåt och är på ytan ca 6 000 grader. Solen är gul, eftersom den mesta strålningen utsänds inom det gula våglängdsområdet, vilket i sin tur beror på yttemperaturen. Solen är ett stort gasklot, som huvudsakligen består av väte. Tittar vi noga, kan vi se att solen har fläckar. Dessa är svalare områden, som därför ser mörkare ut än den heta bakgrunden.

Solen är centralkroppen i vårt solsystem. Den omkretsas av nio större planeter, flera tusen småplaneter samt ett okänt antal kometer och meteoriter. De flesta småplaneter befinner sig mellan Mars och Jupiters banor, men de finns även utanför Plutos bana. Planeterna rör sig i svagt bristfälliga banor med solen i ena brännpunkten.

Det är solens gravitationskraft som håller kvar planeterna i sina banor, och deras rörelser följer Keplers lagar. De flesta planeter och småplaneter rör sig i eller nära ekliptikan, som är jordens banplan. Kometerna, som är relativt små kroppar, rör sig ofta i mycket avlånga banor, vilket gör att de den mesta tiden är långt ifrån jorden. Vi kan bara se dem under den tid som de är nära solen. Av solens värme avdunstar den is som finns på kometens yta, och bildar en vacker svans som alltid är riktad bort från solen. Det som ibland kallas för stjärnfall, har ingenting med stjärnor att göra, utan är ljusfenomen i jordens atmosfär, som orsakas av små bestånds delar från rymden, som korsar jordens bana och upphettas i dess luftlager.

De inre planeterna, Merkurius, Venus, Mars och jorden, har likartad uppbyggnad. De är små och har hög densitet, eftersom de är uppbyggda av olika bergarter och metaller. De roterar långsamt och har inga eller få månar.

De yttre planeterna, Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus är mycket större, och består av flytande och gasformig materia. De roterar relativt snabbt och omges av ett flertal månar av varierande storlek. Dessa planeter har också ringar, även om vissa ringar kan vara mycket tunna. Pluto, den yttersta av de större planeterna, är liten och liknar mest jätteplaneternas månar. Den har dock en egen måne, som är stor i förhållande till planeten.

Småplaneterna, som även kallas asteroider, liknar mer eller mindre oregelbundna stenar. Deras diametrar varierar mellan 1000 km och 100 meter. Kroppar som är mindre, kallas meteoroider. Rymden mellan planeterna innehåller också gas och stoft, samt elektromagnetisk strålning och laddade partiklar som kommer från solen, den s.k. solvinden. Solsystemet är vår närmaste omgivning i rymden. Låt oss nu titta på universum och vår plats däri.

VÄRLDSALLTET

Vi anser i dag att universum uppstod för 10-15 miljarder år sedan med stora smällen eller Big Bang, som den också kallas. Temperaturen och densiteten i det unga universum var extremt höga och det fanns ännu ingen materia, bara elektromagnetisk strålning. Men snart började materia bildas, först lätta elementarpartiklar, sedan även tyngre, som väte och helium. Temperaturen och densiteten avtog snabbt allt eftersom universum expanderade, och materien var jämnt fördelad. Mycket senare började materien att klumpa ihop sig och stjärnor bildades. Tyngre grundämnen bildades i det inre av stjärnorna, och kunde sedan spridas ut i rymden vid supernovaexplosioner. Hopklumpningen av materien ledde till att även större system bildades, såsom stjärnhopar, galaxer och galaxhopar.

Men varför tror vi att det gick till just så här när universum bildades? Det finns flera fakta som tyder på att våra teorier stämmer. Observationerna visar att universum expanderar. Dessutom kan vi mäta en bakgrundsstrålning, som är lika i alla riktningar, och som i dag har temperaturen 3 grader över absoluta nollpunkten. Den är en rest av den strålning som fanns när universum bildades. Big Bang-teorin förutsäger även i vilka proportioner elementarpartiklar och grundämnen bildades, och förhållandet mellan väte och helium i universum stämmer med det som förutsägs. I dag består världsalltet av stjärnor, stjärnhopar, nebulosor, galaxer och galaxhopar. Mellan himlakropparna finns gas, stoft och elektromagnetisk strålning. Dessutom finns en okänd mängd mörk materia, som påverkar universums tillstånd och framtida utveckling.

Vi har även funnit märkliga objekt, exempelvis kvasarer och svarta hål, vars sanna natur vi ännu inte till alla delar förstår. Universum är obegränsat och har inget centrum. På grund av dess expansion avlägsnar sig alla kroppar ständigt från varandra. Vår sol är bara en liten stjärna i utkanten av en spiralgalax, som vi kallar Vintergatan. En galax kan innehålla flera miljarder stjärnor, och det finns otaliga galaxer och hopar av galaxer i universum.

Med våra största teleskop kan vi se längre än 10 miljarder ljusår ut i rymden. På dessa stora avstånd ser vi objekten så som de såg ut för ungefär 10 miljarder år sedan, när ljuset lämnade dem. Ljuset fortplantar sig nämligen med ändlig hastighet, och ett ljusår är den sträcka som ljuset färdas på ett år. Därför vet vi inte hur dessa avlägsna objekt ser ut i dag, inte ens om de fortfarande finns.

Över huvud taget finns det många frågor och osäkerheter vad gäller våra föreställningar om universums uppkomst och utveckling, ett område inom vetenskapen som är i ständig förändring. Det är en spännande utveckling, där bättre instrument och observationsmetoder tillåter oss att pröva idéer och teorier i en utsträckning som tidigare har varit omöjlig. Vad är det då för verktyg och metoder som astronomerna använder för att få ny kunskap?

ASTRONOMERNAS VERKTYG OCH METODER

Med blotta ögat kan vi se solen, månen och några av planeterna samt de ljusstarkaste stjärnorna. Vi kan göra en grov uppskattning av stjärnornas ljusstyrkor, och av de närmaste planeternas rörelser, men om vi vill göra noggrannare observationer, så måste vi använda tekniska hjälpmedel.

Insamlandet och ordnandet av observationsdata är förutsättningen för all forskning. Med ledning av data gör man teoretiska modeller för att förklara orsakerna till det man iakttar. Med hjälp av modellerna gör man sedan förutsägelser, som kan prövas genom nya observationer, som i sin tur bekräftar eller vederlägger teorierna. Enda sättet för en astronom att få information, är att samla in och undersöka det ljus som himmelsobjekten utsänder. Astronomen kan inte åka ut i universum med måttband och våg för att mäta och väga objekten, inte heller kan han experimentera med dem i laboratoriet.

Astronomernas främsta verktyg är teleskopet, som samlar in ljuset från stjärnorna. Sedan behövs det en detektor för att registrera ljuset, och slutligen behövs det datorer för att lagra och bearbeta observationsdata. Moderna teleskop har en stor spegel mot vilken ljuset infaller, och som bryter samman ljuset till ett fokus. I detta fokus placerar man detektorn. I dag används huvudsakligen olika typer av halvledardetektorer.

Vill man undersöka ljusets karaktär , så kan man dela upp det i olika våglängder med hjälp av spektrografer. Ju finare denna uppdelning görs, desto mer information får man. Från ett spektrum kan man bestämma vilka ämnen som det utsändande objektet består av, och vilka mekanismer som ger upphov till det utsända ljuset. Man kan också beräkna objektets rörelse i förhållande till jorden. Genom studiet av objektens rörelser kan man även bestämma andra storheter, t.ex. massor, och hur objekten hänger ihop i olika system.

Jordens turbulenta atmosfär förvränger och blockerar ljuset från stjärnorna. Om man vill studera strålningen vid mycket korta eller mycket långa våglängder, måste man därför skicka upp teleskop i rymden. För att minska förvrängningen av ljuset, kan man mäta jordatmosfärens turbulens och ta hänsyn till dess effekter. Rymden mellan stjärnorna är inte tom, den innehåller både gas och stoft. Detta interstellära medium försvagar och rödfärgar ljuset från avlägsna stjärnor. Det måste man också ta i beakttande när observationer skall tolkas. Dessutom måste man komma ihåg, att jorden rör sig i en bana kring solen, vilket innebär att alla våra observationer görs från en kropp i rörelse. Men vi kan även dra nytta av jordens banrörelse, t.ex. för att bestämma avståndet till närbelägna stjärnor.

Datorerna har blivit till stor hjälp både för observatörer och teoretiker. Observatörerna använder datorer förutom för lagring och bearbetning av data, även för att styra teleskop och hjälpinstrument, för att därigenom kunna göra snabba och mycket noggranna observationer. Teoretikerna använder datorer för att studera sina modeller. De kan då lätt pröva olika alternativ, och se hur olika faktorer inverkar på modellernas egenskaper.

Vår kunskap om universum grundar sig alltså på det som vi kan iaktta och på de slutsatser som vi kan dra därav. Om vi iakttar stjärnhimlen under lång tid och bokför våra observationer, lär vi oss med tiden att urskilja mönster och strukturer, likheter och skillnader. Människan har under lång tid samlat kunskap och erfarenheter, både genom att observera naturen och genom att tänka ut teorier. Vi gör en kort tillbakablick på hur vårt vetande har byggts upp under årtusenden.

ASTRONOMINS HISTORIA

Flera tusen år före vår tideräknings början gjorde babylonierna astronomiska observationer. Dessa var rent praktiska till sin natur, man iakttog solens, månens och planeternas rörelser. Efter tillräckligt lång tid insåg man att dessa rörelser sker periodiskt, och så småningom kunde man även göra förutsägelser. Dessa var av betydelse, eftersom årstiderna och vissa naturfenomen hänger samman med solens och himlakropparnas rörelser och inbördes lägen. Man studerade även stjärnhimlen och grupperade stjärnor, som till synes låg intill varandra, till stjärnbilder.

Försöket att utsträcka förutsägelserna även till allmänna företeelser, gav upphov till astrologin, som lever kvar än i dag. Astrologin har dock ingenting med vetenskap att göra, den bygger på helt godtyckliga antaganden om att de olika himlakropparna skulle representera olika egenskaper. Den moderna astronomin befattar sig över huvud taget inte med detta. Babyloniernas stora bidrag till astronomin var deras många och väl dokumenterade observationer, som även senare tiders observatörer har dragit nytta av för jämförelser. Däremot gjordes inga nämnvärda ansträngningar att förstå det man observerade.

Detta kom först med grekerna, några tusen år senare. De var teoretiker, som gjorde modeller för himlakropparnas rörelser och försökte förklara varför man såg det man såg. Modellerna användes också för att göra förutsägelser om himlakropparnas framtida lägen. Det visade sig emellertid att det var svårt att göra korrekta förutsägelser långt fram i tiden, vilket tyder på att modellerna inte var riktiga. Så småningom blev avvikelserna så stora, att något radikalt måste göras.

På 1500-talet hade observationstekniken utvecklats, och den danske astronomen Tycho Brahe gjorde för sin tid mycket noggranna observationer på sina observatorier på Ven. Johannes Kepler använde dessa för att bestämma planeternas banor, och kom fram till sina berömda lagar. Kopernikus hade visserligen redan tidigare påstått att solen var centralkroppen kring vilken alla planeterna, även jorden, rörde sig, men han hade inga bevis. När man nu hade insett att jorden var en bland flera planeter, som rörde sig i banor kring solen, så blev det mycket lättare att förklara de observerade rörelserna. Keplers modell gav också korrekta förutsägelser av himlakropparnas framtida lägen. Engelsmannen Newton upptäckte gravitationskraften, och beskrev med hjälp av denna orsaken till planeternas banrörelser. Man började också intressera sig för hur solsystemet kan ha uppkommit, och även för universums uppbyggnad. Olika teorier framlades, men de var ofta starkt påverkade av religiösa föreställningar. Observationstekniken kunde ännu inte ge någon hjälp när det gällde att bedöma teoriernas riktighet.

Under lång tid ägnade sig astronomerna främst åt positionsbestämning av stjärnor och planeter. Man katalogiserade stjärnhimlen och bestämde stjärnornas fördelning i rymden. Efterhand intresserade man sig även för hur de objekt var beskaffade, som man observerade. Man fick allt bättre teleskop, som gjorde det möjligt att se detaljer på våra närmaste grannar i rymden, månen och planeterna.

Stjärnorna var dock fortfarande bara ljusprickar, även i de största teleskopen. Men man kunde se att ljusprickarna var olika, de hade t.ex. olika färg och alla lyste inte lika starkt. Vissa stjärnor hade till och med variabel ljusstyrka. Vid jämförelser med observationer som hade gjorts flera hundra år tidigare, konstaterade man också, att "fixstjärnorna" inte var fixa. De rörde sig i förhållande till varandra, vilket gör att stjärnbilderna i dag ser något annorlunda ut än de gjorde för länge sedan.

Fotografiska plåtar gjorde det möjligt att studera många stjärnor samtidigt, och även att se svaga stjärnor, eftersom plåten har en integrerande förmåga, som ögat saknar. Med hjälp av fotometrar och spektrografer kunde man dela upp stjärnljuset i olika våglängder, och denna uppdelning gav något olika resultat för olika stjärn...