10 Astrofysikk

Astrofysikken er per definisjon fysikken om himmellegemene og verdensrommet – som vi også kaller universet.

Mennesker har gjennom årtusener vært opptatt av solen, stjernene og planetene – ja hele universet. Nysgjerrigheten har vært drivkraften til studier som har ført til ny viten. Takket være nye teleskoper og spesielt moderne romforskning har vi i de siste tiårene fått et nytt verdensbilde. Og vårt bilde er i stadig forandring og utvikling. Vår eneste kontakt med verdensrommet før romalderen var strålingen utenfra, som når ned til jordoverflaten. I dag kan vi ved hjelp av satellitter og romskip også studere strålingen som jordens atmosfære og jordens magnetfelt skjermer oss for (jamfør kapittel 6 og 7). Mennesker var på Månen og tok med seg prøver. Romsonder landet på Mars og foretok kjemiske analyser på stedet. Romsonder gjør det mulig å komme nærmere andre planeter og deres måner, slik at vi får et mer detaljert bilde om vårt solsystem. Det som driver denne forskningen er ønsket om svar på noen grunnleggende spørsmål: Hvordan oppstod livet på jorden? Finnes det liv andre steder i universet? Hvordan oppstod universet? Hvordan vil universet utvikle seg videre?

Når du har gjennomgått dette kapitlet skal du ha nådd følgende mål:

Du skal

• kjenne til hvilken informasjon som kan leses ut av stjernenes stråling: sammensetning, temperatur, avstand, fart
• kjenne til ulike metoder for å bestemme stjernenes overflatetemperatur og kunne utføre enkle beregninger (f.eks. Wiens forskyvningslov, Stefan-Boltzmann loven, spektroskopi)
• kjenne til ulike måleenheter for avstander i verdensrommet
• kjenne til ulike metoder for å bestemme avstander i verdensrommet og kunne utføre enkle beregninger (f.eks. parallaksemetoden, lysstyrkemetoden, cepheidemetoden, dopplereffekt i kombinasjon med Hubbles lov)
• kjenne til hvordan dopplereffekten kan brukes til fartsbestemmelser
• kjenne til inndelingen av stjerner etter temperatur og effekt med Hertzsprung-Russel-diagrammet
• kunne tolke H-R-diagrammet
• vite hva som karakteriserer hovedseriestjerner, kjempestjerner, dverger, nøytronstjerner/pulsarer, svarte hull
• kjenne til hovedtrekkene i stjernenes livssyklus: fødsel, hovedseriefasen, død
• kunne beskrive universets tilblivelse i følge Big Bang teorien og kjenne til observasjoner som støtter teorien
• kjenne modeller for universets videre utvikling
• kunne bruke eksterne kilder for å finne aktuelt stoff

Hovedkilden til vår kunnskap om universet er stråling, spesielt elektromagnetisk stråling. Strålingen gir oss informasjon om kjemisk sammensetning, temperatur, tetthet, avstander, magnetfelt og farten til himmellegemer. Istedenfor bare å studere det synlige lyset ved hjelp av optiske teleskoper, brukes også radioteleskop i bølgelengdeområdet 0,1 mm til 10 cm for studier av det store univers. Det er radiobølger i frekvensområdet 3 × 10¹² til 3× 10⁹ Hz (kapittel 4 Elektromagnetiske felt og elektromagnetisk stråling). Det er dette som kalles mikrobølgeområdet. Mikrobølger kan forplante seg gjennom ionosfæren og atmosfæren uten å bli særlig svekket. Mikrobølger er også grunnlaget for moderne radar, mobiltelefon, satellitt-tv, osv. Ved hjelp av mikrobølger kan en også bestemme strukturen til de store, fleratomære molekylene. Fortsatt gjøres det viktige observasjoner med optiske teleskoper. For å redusere informasjonstap pga. absorpsjon lokaliseres disse ofte på toppen av høye fjell.

I 1990 ble Hubble Space Telescope plassert i bane rundt jorden. Det kan registrere elektromagnetisk stråling over hele spekteret mellom ultrafiolett og infrarødt , og ikke bare strålingen i de atmosfæriske vinduene. Dessuten er instrumentene veldig lysfølsomme. Dette har ført til oppdagelser av mange nye objekter og flere detaljer om kjente objekter. Chandra X-ray Observatory, som også går i bane rundt jorden, måler røntgenstråling fra verdensrommet.

Figur 10.1 To astronauter utfører reparasjonsarbeid på Hubble Space Telescope under romferge-flyvningen STS 61 i 1993. I bakgrunnen ser man Australias vestkyst. Foto: NASA

I kapittel 5, Elektromagnetisk stråling og partikkelstråling fra solen, ble egenskapene til vår stjerne - solen - diskutert. Studiet av de fysikalske prosessene i vårt solsystem kan hjelpe oss til å finne og forstå informasjon om fjerne objekter. Kilden til informasjon om både solen og mer eksotiske objekter - som galakser, kvasarer, svarte hull - er stråling.

En stjerne er et himmellegeme der energiproduksjonen skjer ved fusjon, som varmer opp stjernen. Stjernen sender ut elektromagnetisk stråling der bølgelengdefordelingen og dermed fargen er avhengig av overflatetemperaturen. (se Wiens forskyvningslov , avsnitt 10.6.1). Man deler stjernene inn i 7 spektralklasser basert på deres farge og overflatetemperatur. Spektralklassene betegnes etter fallende temperatur som O, B, A, F, G, K, M - som kan huskes med hjelp av følgende setning: Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me. Hver spektralklasse deles i 10 underklasser som benevnes med tallene 0 til 9. Stjernene i spektralklassen O, som omfatter de varmeste stjernene, ligger i temperaturområdet 30.000 – 60.000 K. Fargen deres er blå. De kaldeste stjernene, som ligger i spektralklassen M, har rød farge og en overflatetemperatur på mindre enn 3800 K. Vår sol er en G2-stjerne med en overflatetemperatur på ca 6000 K. En annen klassifisering av stjernene gjøres etter deres utstrålte energi per tidsenhet, dvs. effekten. Effekten som en stjerne stråler med kalles også luminositet. Det er vanlig å angi luminositeten i forhold til vår sol, der solens luminositet settes som 1. I avsnitt 10.7.2 skal vi se hvordan luminositeten kan brukes til å bestemme avstanden til en stjerne.

Den danske astronomen Ejnar Hertzsprung og den amerikanske astronomen Norris Russel plottet stjernene i et diagram, der de valgte spektralklassen og/eller temperatur som horisontalakse og luminositet som vertikal akse. Dette diagrammet bærer deres navn og heter Hertzsprung-Russel-diagram, forkortet til H-R-diagram (figur 10.2). Omtrent 90% av stjernene, inkludert solen, ligger i en gruppe som ligger på et svakt S-formet bånd diagonalt gjennom diagrammet. Disse stjernene betegnes som hovedseriestjerner. Typer av stjerner som ikke tilhører hovedserien og som ligger mer spredt i diagrammet er superkjemper, røde kjemper og hvite dverger.

Det er mer enn temperatur og effekt som kan leses ut av H-R-diagrammet. En stjerne som utstråler stor effekt må ha en stor overflate til å sende ut energien. Derfor ligger de største stjernene - superkjempene - øverst i diagrammet. Tilsvarende er stjernene som har lavest effekt de minste stjernene - dvergene. Basert på luminositeten deles stjernene også inn i absolutte størrelsesklasser, også kalt absolutt magnitude.

Navnene på stjernetyper forteller noe om hvor vi finner dem i H-R-diagrammet. En blå superkjempe må ha høy temperatur som gjør at den sender ut mest blått lys. At stjernen er stor betyr at den stråler med høy effekt.

En stjerne som har høy temperatur men allikevel utstråler relativ liten effekt må ha en liten overflate - derav navnet hvite dverger. Røde dverger har lav effekt og lav temperatur. Massetettheten varierer mye fra stjerne til stjerne. De hvite dvergene har omtrent samme masse som solens, men radien er bare noen hundredeler av solens. Dette betyr at massetettheten til dvergene kan være 10⁵ ganger større enn solens midlere tetthet.

Som figuren 10.2 viser finnes det røde stjerner som utstråler stor effekt. De er meget voluminøse, men har liten tetthet. Hvis en superkjempe ble plassert der solen vår er, ville den strekke seg langt utenfor jordbanen.

H-R–diagrammet viser at variasjonen i utstrålt effekt fra stjernene er enorm. Hvor i diagrammet en stjerne ligger sier også noe om deres videre skjebne og deres levetid. Store stjerner med høy luminositet bruker relativt raskt opp sitt brensel og har derfor mye kortere levetid enn stjerner ved samme temperatur, men lav luminositet. Om stjernenes "liv" kan du lese mer om i neste avsnitt.

Figur 10.2 Hertzsprung-Russel-diagrammet viser sammenhengen mellom stjernenes overflatetemperatur og deres utstrålte effekt. Overflatetemperatur, spektralklasse og farge er avmerket langs de horisontale aksene. Utstrålt effekt og absolutt størrelsesklasse er angitt langs den vertikale aksen.

Stjerner forandrer seg lite fra år til år, men over lange tidsrom (>10⁶ år) kan det være store forandringer. Også stjerner fødes og dør. Vi vil i det følgende kort omtale hovedtrekkene i stjerners livsløp – karakterisert ved de fire hovedfaser: fødsel, hovedseriefasen, kjempestjernefasen og sluttfasen. Stjernenes livssyklus er illustrert i figur 10.3.

Figur 10.3 Stjernenes livsløp i avhengighet av massen. M_s er solens masse.

Det interstellare rommet er så tomt at partikkeltettheten er mindre enn i høyvakuum som kan skapes i et laboratorium. Men verdensrommet er så stort at det allikevel finnes enorme mengder støv og gass mellom stjernene. Disse kan påvirke lyset som passerer gjennom og inneholder også nok materie til å danne nye stjerner. Spektralanalyse viser at støvet inneholder karbon, men ellers vet man lite om den kjemiske sammensetningen. Kun ca 10% av interstellar materie er støv, resten er gass. Gassen er dominert av hydrogen, men også helium og noen andre gasser er påvist. Man regner med at hele universet består av ca 74% hydrogen og 24% helium og antar at interstellar materie har omtrent den samme sammensetningen.

Tettheten i rommet varierer. I interstellare skyer er tettheten med ca 10⁶ partikler per m³ fortsatt meget lav sammenlignet med jordatmosfæren ved havnivå, som har en tetthet på ca 2 ^. 10²⁵ molekyler per m³. I det store univers kan tettheten i begrensede områder av en interstellar gassky øke enormt – opptil en million ganger. Slike fortetninger kalles tåker. At gasser og støv fortetter seg er en vanlig kosmisk prosess. Selv om også tettheten i tåker er liten, er tåkene så store (diameter mange titalls lysår) at de utgjør gigantiske gassansamlinger. Store tåker kan inneholde en masse tilsvarende 1 million ganger solmassen. Til å begynne med er temperaturen i tåken lav, bare ca 10 K. Et eksempel på en tåke er vist i figur 10.4.

Figur 10.4 Venstre bilde viser spiralgalaksen M33 sett fra Mount Palomar Observatoriet i California. I den ene armen til spiralen er tåken NGC 604 som er et området der stjerner fødes. Det høyre bilde er tatt av Hubble Space Telescope i 1995 fra det stjernedannende område i tåken NCG 604. Fortetningen av gassene har ført til at temperaturen i dette området har kommet opp til 10.000 K. Foto: NASA.

Gravitasjonskreftene gjør at tåken begynner å trekke seg sammen og får etter hvert kuleform. Sammentrekningen frigjør energi som fører til temperaturstigning. Massen i sentrum blir stadig større, tettere og varmere. Etter hvert vil bare en liten del av strålingen slippe ut som varmestråling, det meste av strålingen blokkeres av de ytre lag, som trekkes sakte inn mot senteret. En protostjerne er blitt dannet. Den kan observeres som en liten infrarød kilde. Hvor lenge denne fasen varer er avhengig av massen, (fig 10.5)

Sammentrekningen og temperaturøkningen fortsetter. Når temperaturen i sentrale deler av gasskulen når ca 5 ^. 10⁶ K starter kjernereaksjonen, der helium dannes ved fusjon av hydrogen, akkurat som på solen (se kapittel 5). En stjerne er født.

Figur 10.5 Dette H-R diagrammet viser utviklingen fra protostjerner til hovedseriestjerner. Når massen er liten vil fasen som protostjerne vare lengst. En protostjerne med solens masse tilbringer ca 30 millioner år i denne fasen, mens en protostjerne med 15 solmasser trenger bare ca 150.000 år til temperaturen er høy nok for at kjernereaksjonen starter.

På den nye stjernen, hvor energiproduksjonen ved fusjon har kommet i gang, vil det være likevekt mellom kreftene som gir sammentrekning - gravitasjonskreftene - og kreftene som fører til utvidelse - trykkreftene fra gass og stråling. Denne stjernen ligger på hovedserien i H-R-diagrammet (figur 10.2), hvor den vil tilbringe det meste av sitt liv. Stjernens masse er avgjørende for hvor på hovedserien den ligger. Jo høyere masse den har desto høyere plotter stjernen i H-R-diagrammet. I sentrum av en hovedseriestjerne dannes kontinuerlig helium ved fusjon av hydrogen. I stjerner som solen skjer det ved proton-proton-kjeden, i stjerner som en masse på mer enn 1,5 solmasser skjer det ved karbon-syklusen, figur 10.6, b. Nettoreaksjonen i begge prosessene er at 4 hydrogenkjerner blir til en heliumkjerne. Når hydrogenet i stjernens sentrum er brukt opp ender livet på hovedserien.

Figur 10.6 Fusjon av hydrogen til helium i sentrum til hovedseriestjerner kan skje på to måter. Nettoreaksjonen er i begge tilfellene at 4 hydrogenkjerner danner en heliumkjerne a) Proton-proton-kjeden som er fusjonsprosessen i stjerner med masse < 1,5 solmasser. b) Karbonsyklus som dominerer i stjerner med masse ³ 1,5 solmasser.

I en protostjerne med mindre enn ca. 0,08 solmasser vil fortetningen ikke kunne frigi nok energi til å starte kjernereaksjoner. Slike protostjerner blir aldri hovedseriestjerner. De ender opp som kalde, brune dverger. Når de har avgitt varmen som sammentrekningen førte til blir de til slutt til svarte dverger som ikke sender ut noe stråling lenger.

En protostjerne med mer en ca. 100 solmasser vil heller ikke kunne bli en hovedseriestjerne. Først kollapser den og så frigjør den så mye energi at den blir sprengt. Likevekt mellom sammentrekning og utvidelse vil den ikke oppnå.

Ca. 90 % av sin levetid tilbringer stjernene på hovedserien i H-R-diagrammet. Levetiden til en stjerne er avhengig av massen. En stjerne med stor masse forbruker mye hydrogen til fusjon og vil relativt fort bruke opp brenselet. En stjerne med 30 solmasser vil leve ca 2 millioner år på hovedserien, en stjerne med 4 solmasser ca 300 millioner år og en stjerne som solen vil ha en levetid på ca 10 milliarder år. Solen har omtrent halve sin levetid bak seg. Forholdet mellom levetid og masse er illustrert i figur 10.7.

Figur 10.7 Levetid for stjerner på hovedserien i avhengighet av deres masse. Massen er angitt i forhold til solmassen.

Alle stjerner - uavhengig av massen - gjennomgår den samme innledende "aldringsprosess". Når det er mangel på hydrogen i sentrum vil gravitasjonskraften dominere over utvidelseskraften og stjernen trekker seg sammen. Da forlater stjernen hovedserien, idet den utstråler med høyere effekt og lavere temperatur. Sammentrekningen frigjør - akkurat som for protostjernene - potensiell energi. Denne energi setter i gang fusjon i et lag lenger ute. Energiproduksjonen er så stor at stjernen ekspanderer og blir til en kjempestjerne. Når en gass utvides fører det til avkjøling. Derfor blir fargen rød. Når solen blir til en rød kjempe om ca. fem milliarder år vil den bli så stor at den vil sluke jorda. Siden volumet vil øke så enormt vil overflatetemperaturen avta til tross for en høyere energiproduksjon. I stjernens sentrum kan temperaturen bli så høy at fusjon av helium til tyngre grunnstoffer kan begynne. Ved 10⁸ K dannes karbon ved fusjon av heliumatomer. I sluttstadiet til en kjempestjerne vil fusjonen i ytre lag skape så stort trykk at overflatelagene sprenges bort og danner en planetarisk tåke, se figur 10.8. Når kjernereaksjonene slutter vil det som er igjen av stjernen ende opp som hvit dverg/svart dverg, nøytronstjerne eller svart hull. Vi skal kort omtale disse gruppene.

Figur 10.8 Den planetariske tåken Ring Nebula M59 fotografert av Hubble Space Telescope i 1998. I sentrum sees den døende stjernen som har en temperatur på 120.000° C og varmer opp gassene omkring med sin ultrafiolette stråling. Fargene er kunstige, men tilsvarer omtrent de naturlige fargene. Ulike farger betyr ulik temperatur. Tåken er ca 1 lysår i diameter og har en avstand på ca 2000 lysår fra oss. Foto: NASA

Stjerner med masse opptil ca. 6 solmasser ender opp som hvite dverger. Når kjernereaksjonene avtar og til slutt stopper, vil gravitasjonen presse stjernen mer og mer sammen – til en massetetthet på omlag 10⁶ kg/m³. Om solen ble presset sammen til en så høy tetthet, ville den bli på størrelse med jorden. Hvite dverger produserer ikke energi. Deres høye temperatur skyldes restvarmen etter fusjon og kontraksjon. De vil kjøles sakte ned, og etter milliarder av år vil de ende opp som svarte dverger. Svarte dverger er ikke blitt observert ennå. Dette kan skyldes at de er små og ikke sender ut noe stråling. Men det er også mulig at universet er for ung slik at ingen hvite dverger har hatt nok tid til å avkjøles helt.

Hovedseriestjerner med mer enn ca. 6 solmasser utvikler seg til røde superkjemper, når de forlater hovedserien.

Fusjonen i stjernens sentrum fortsetter også etter at karbon er blitt dannet. Enda tyngre grunnstoffer dannes, blant annet jern. Vi husker fra kapittel 3 at jern er grunnstoffet som har lavest masse per nukleon. Derfor er jern det tyngste grunnstoffet som frigjør energi ved fusjon. Når energiproduksjon ved fusjon tar slutt vil gravitasjonen dominere. Senteret til superkjempen kollapser og sammentrekningen frigjør så mye energi at også tyngre grunnstoffer enn jern dannes ved fusjon. Samtidig oppstår en voldsom sjokkbølge som sprenger vekk mesteparten av stjernemassen ut i verdensrommet. Denne stjerneeksplosjonen kalles en supernova. Navnet nova, som betyr ny, skyldes at stjernen ikke ble oppdaget før eksplosjonen. På et døgn kan en supernova stråle ut mer energi enn solen på millioner av år.

I 1987 oppdaget astronomene en supernova i den store Magellanske Sky, ca. 160.000 lysår fra oss. Den var synlig med det blotte øye. For første gang ble en supernova studert med moderne måleinstrumenter. Bare noen ytterst få supernovaer er sett fra jorden. Dette skyldes at de aller fleste er gjemt i store støv- og gasskyer. Det var en blå superkjempe som eksploderte den 23. februar 1987. Man tror at ca. 5 solmasser ble slynget ut med en fart på mange tusen kilometer per sekund. I tillegg mener forskerne at mesteparten av den frigjorte gravitasjonsenergien ble sendt ut som nøytrinoer (avsnitt 5.5). Figur 10.9 viser et bilde tatt av Hubble Space Telescope fra denne supernovaeksplosjonen.

Supernovaeksplosjonene er viktige fordi tyngre grunnstoffer enn jern dannes og slynges ut i det interstellare rommet. Her blir de blandet med stjernestøv og gasser. Dette betyr at nye generasjoner stjerner etter hvert får stadig større innhold av tunge grunnstoffer.

Hvis en supernovaeksplosjon etterlater seg en kompakt restmasse som er mindre enn ca. 3 solmasser kan den danne en nøytronstjerne, er restmassen større dannes det et svart hull.

Figur 10.9 Supernova 1987A omgitt av tre mystiske ringer av glødende gass. Bildet er tatt av Hubble Space Telescope i synlig lys (Ha -stråling). Supernovaen opptrer i den Magellanske Sky som ligger ca 160.000 lysår fra jorden. Foto: NASA.

Sammentrekningen som utløser supernovaeksplosjonen skaper så ekstreme krefter at elektroner presses inn i atomkjernene. Der smelter de sammen med protonene og danner nøytroner. Derfor har denne restmassen som stammer fra senteret til supernovaer fått betegnelsen nøytronstjerne.

Nøytronene roterer om sin egen akse og beveger seg med stor fart inne i stjernen. Et kraftig magnetfelt blir satt opp. Nøytronstjernene får dermed et meget sterkt magnetfelt, med opptil 10⁸ T.

De fleste nøytronstjerner roterer hurtig, opptil flere hundre omdreininger per sekund. Når sterke magnetfelt roterer hurtig, sender de ut en laserliknende stråling. Hver gang denne strålingen treffer jorden kan vi registrere en kortvarig puls. En roterende nøytronstjerne kalles derfor en pulsar. Den første pulsaren ble oppdaget i 1967. I dag er flere hundre slike objekter kartlagt.

Figur 10.10 Prinsippet for en pulsar. Langs magnetfeltaksen sendes det ut laserliknende stråler. Rotasjons- og stråleretningen er ulike. Strålene sveiper gjennom rommet, som lyset fra et fyrtårn. Hver gang strålen peker mot jorden, mottar vi en strålingspuls.

Er den kompakte restmassen etter en supernovaeksplosjon større enn ca. 3 solmasser dannes det et svart hull. Svarte hull er meget spesielle objekter hvor klassisk mekanikk ikke kan anvendes. På disse objektene må man ta Einsteins generelle relativitetsteori i bruk. Tyngdekraften er så dominerende at massen til et svart hull er konsentrert i tilnærmet et punkt med enorm massetetthet. Unnslipningsfarten for et svart hull er større enn lysfarten. Det betyr at ikke engang lys slipper ut. Derfor er disse objektene svarte. Radius til en kule rundt et svart hull der lys ikke slipper ut kalles Schwarzschild-radius (R_S) eller kritisk radius.

I avsnitt 2.7.7 fant vi følgende formel for unnslipningsfart:

(10.1)

Ved den kritiske radius der unnslipningsfarten er lik lysfarten får vi følgende formel:

(10.2)

der g er gravitasjonskonstanten (6,67 ^. 10^-11 m³kg^-1s^-2) , M: massen til det svarte hull, c: lysfart (3 ^. 10⁸ ms^-1). Setter vi inn 3 solmasser (6 ^. 10³⁰ kg) for massen til det svarte hull blir den kritiske radius ca. 9 km.

Svarte hull kan bare observeres indirekte gjennom det ekstremt sterke gravitasjonsfeltet. Et legeme i nærheten av et svart hull vil bli trukket mot hullet med stor kraft.

På 1960-tallet observerte man en blå superkjempe i stjernebilde Cygnus. Dopplereffekten (avsnitt 10.8) viste at den hadde en omløpstid på ca. 6 dager rundt et annet legeme. Beregninger viste at det andre objektet måtte ha en masse på mer enn 3 solmasser. Men det andre himmellegeme var usynlig. Man tolker det som et svart hull. Også observasjon av røntgenstråling fra stjernen støtter tolkningen som et svart hull. Materiale vil bli trukket ut av superkjempen og vil bevege seg i spiralbane inn mot det svarte hullet. Til slutt, før partiklene forsvinner helt i det svarte hullet, opplever man en sterk rødforskyvning i spekteret, figur 10.11. Denne rødforskyvningen skyldes den sterke gravitasjonen som gjør at tiden går saktere. Dette hadde forskerne forutsagt da de på 1930-tallet la fram sin teori om eksistensen av svarte hull.

Figur 10.11 Illustrasjon av et svart hull. Tyngdekraften fra det svarte hullet suger gassene fra en stjerne i nærheten til seg. Det oppstår en spiralbevegelse inn mot det svarte hullet omtrent som vann renner ned i et sluk. Når gassen nærmer seg grensen til det svarte hullet - dvs. den kritiske radius - observerer man en kraftig rødforskyvning. Når gassen krysser grensen til det svarte hull slukes ikke bare gassen, men også lyset. Illustrasjon: NASA

Lysets sammensetning som funksjon av bølgelengde eller frekvens kalles et spektrum. Sammensetningen av all elektromagnetisk stråling arrangert etter frekvens eller bølgelengde kalles det elektromagnetiske spekteret (kapittel 4 Elektromagnetiske felt og elektromagnetisk stråling). Et stoff sender ut et så karakterisktisk spektrum at det kan sammenlignes med et fingeravtrykk. Vi sammenligner spektre – både emisjons- og absorpsjonsspektre – av en ukjent gass, med spektre av kjente grunnstoffer målt i laboratorier. Da kan vi med 100 % sikkerhet si hvilke grunnstoff prøven inneholder (avsnitt 3.3). Ikke bare grunnstoffer, men også ioner, molekyler, sot, osv. har karakteristiske spektre.

De mørke linjene i spektrene skyldes at atomer og molekyler, også ioner og støv, i stjernenes atmosfære absorberer lys av en bestemt bølgelengde, l . Fra slike registreringer får vi informasjon om både sammensetning og tetthet i atmosfæren til stjernene. Basert på et stort antall observasjoner kan en konkludere at også stjernene inneholder mange av de samme grunnstoffer som finnes på jorden. Det var en viktig konklusjon. En eldgammel gåte var løst. Det var ett viktig unntak, helium, som ble funnet i verdensrommet før det ble gjenfunnet på jorden.

Spektralanalyser – dvs. analyse av et stoff eller et objekt på grunnlag av den stråling det sender ut – er derfor en både nøyaktig og mye brukt analysemetode. Det er den eneste metode som kan anvendes til å få kunnskaper om sammensetningen til fjerne himmellegemer.

Denne metoden ble allerede beskrevet i avsnitt 5.3.1. Prinsippet er at ved strålingen fra et svart legeme er bølgelengden med den størst intensiteten avhengig av temperaturen. Intensiteten måler vi som utstrålingstetthet for de forskjellige bølgelengdene. Utstrålingstetthet er effekten som sendes pr. areal. Jo kortere bølgelengden er desto varmere er stjernen. Derfor kan fargen på en stjerne si noe om temperaturen. Som vi har sett i H-R-diagrammet (avsnitt 10.3) er blå stjerner varmere enn røde stjerner. Formelen for å beregne toppunktet i Plancks strålingskurver kalles Wiens forskyvningslov (se figur 10.12) Med denne formelen kan vi beregne overflatetemperaturen T når vi kjenner bølgelengden med størst intensitet l _maks:

(10.3)

Figur 10.12 Grafisk framstilling av Plancks strålingslov. Bølgelengden med størst intensitet (utstrålingstetthet) er relatert til overflatetemperaturen til legemet, som sender ut strålingen.

Fra solens emisjonsspektrum – med maksimum nær 500 nm – og Wiens forskyvningslov fant vi at solens overflatetemperatur er tilnærmet 6000 K. Dette er fargetemperaturen til solen. På lignende måte kan vi finne temperaturen til andre himmellegemer. Fordi fiksstjernene er lyssvake, er de vanskeligere å studere enn solen.

Som vi ser av Plancks strålingskurver sender et svart legeme ut stråling over et spektrum av bølgelengder. Vi ser også at arealet under kurven blir større jo høyere temperaturen er, figur 10.12. Det betyr den totale utstrålingstettheten, integrert over alle bølgelengder øker. Dette kommer til uttrykk i Stefan-Boltzmann loven som relaterer utstrålingstettheten E til overflatetemperaturen:

(10.4)

der s er Stefan-Boltzmann-konstanten = 5,6703 ^. 10^-8 Wm^-2K^-4

Eksempel: Solens overflatetemperatur.

Vi velger hydrogenatomet for å illustrere prinsippet for temperaturbestemmelse med hjelp av absorpsjonsspektre. I avsnitt 3.3 ble det gjennomgått hvordan emisjons- og absorpsjonsspektre til hydrogen oppstår. Hydrogenatomet har kun ett elektron. Hvis hydrogengassen forekommer i nærheten av en relativ kald stjerne vil de fleste hydrogenatomene være i grunntilstanden. Fotoner som et slikt atom kan absorbere, må tilsvare en bølgelengde/energi som trenges til å flytte elektronet fra første skall til et hvilket som helst høyere skall. I spekteret vil man registrere absorpsjonslinjer fra Lyman-serien som ligger i den ultrafiolette delen av spekteret. (se figur 3.6). Er stjernen varmere vil mange av hydrogengassens atomer ha elektronet sitt i skall 2. Når et slikt atom absorberer et foton, må fotonet ha nok energi til å flytte elektronet fra det andre skall til et hvilket som helst høyere skall. Absorpsjonslinjene som oppstår tilhører Balmer-serien som har 4 linjer i den synlige delen av spekteret. For stjernene av spektralklassen A er disse linjene sterkest. O- og B-klasse stjernene er så varme at absorpsjonslinjene i Paschen-serien vil være mest utpreget. Disse tilsvarer fotoner som flytter fra 3. skall til høyere skall. Linjene ligger i den infrarøde delen av spekteret. Ved å studere absorpsjonslinjene for flere grunnstoffer kan man på denne måten finne spektralklassen til stjernen, som er bestemt av temperaturen.

Figur 10.13 Absorpsjonsspektrene til stjernene er avhengig av deres overflatetemperatur. Stjernetemperaturen avtar nedover, O-stjernen er den varmeste, M2 stjernen den kaldeste. Hydrogenlinjene fra Balmerserien er sterkest hos A0-stjernene, mens de er svake hos både de varmeste og de kaldeste stjernene. Linjen fra natrium absorpsjonsbånd fra titanoksid (TiO) er sterkest hos de kaldeste stjernene. Fargene på spektrene er lagt på kunstig vis. Spektrene er utvidet og viser også bølgelengder < 400 nm som ikke er synlige for det menneskelige øyet.

Universet er så stort at det er vanskelig å ha noen forestillinger om dets dimensjon. I tillegg er solen bare en av milliarder stjerner. I romfysikken må vi arbeide med både små objekter som atomer og store dimensjoner som galakser. Figuren 10.14 viser avstandene i universet – både de ekstremt små og de ekstremt store.

Figur 10.14 Dimensjoner og avstander i vårt univers – både de knøttsmå og de store som overstiger vår fatteevne.

Hvis vi skulle angi avstander i verdensrommet i meter ville tallene bli veldig store. Derfor bruker man ofte andre måleenheter med større "målestokker".

En astronomisk enhet (1 AU) er middelavstanden mellom jorden og solen, som er 1,49 ^. 10¹¹ m.

Avstanden som lyset tilbakelegger i løpet av et år kalles et lysår. Når vi bruker formelen for konstant fart s = v ^. t, setter inn lysfart for v og regner år om til sekunder, så finner vi at et lysår tilsvarer 9,46 ^. 10¹⁵ m.

Når vi fjerner oss fra jorda og ser avstanden jord-sol med en vinkel på 1 buesekund (1'') har vi avstanden 1 parsekund fra jorda. Ett buesekund er en vinkel på 1/3600° . Ett parsekund tilsvarer 3,26 ly og 3,09 ^. 10¹⁶ m. Når du har lest gjennom avsnitt 10.7.2 vil du forstå følgende definisjon: Et parsekund (1pc) er avstanden til et objekt som har en parallaksevinkel på ett buesekund, figur 10.15.

Figur 10.15 Når vi ser den midlere avstanden mellom jord og sol (1 AU) med 1 vinkel på 1'' = 1/3600° har vi avstanden 1 parsekund (pc).

Tabell 10.1 viser omregningen til meter fra forskjellige måleenheter som brukes i astronomien.

Tabell 10.1 Omregning til meter fra måleenheter brukt i astronomi.

Middelavstanden fra solen til Mars og Jupiter er henholdsvis ca. 1,5 og 5 AU, mens Pluto er mer enn 40 AU borte (figur 10.16). Gjennomsnittsavstanden til vår måne er bare ca. 60 jordradier (R_J) eller 384.000 km. Stjernen Proxima Centauri er solens nærmeste nabo. Lyset fra den bruker ca. fire år til både solen og jorden. Om vi tenker oss solen forminsket til en ert med diameter 1,5 cm ville Proxima Centauri ligge 400 km unna. Diameteren i vår galakse, Melkeveien, er ca. 10⁵ ly.

Figur 10.16 Planetenes midlere avstand fra solen. Banen til Pluto er så sterkt elliptisk slik at planeten har til tider en kortere avstanden til solen enn Neptun.

Det finnes mange milliarder, noen har antydet 10¹¹, galakser i universet. Deres diameter varierer fra 2.000 til 200.000 ly, mens deres masser er fra 10⁶ til 10¹² solmasser. Galakser som ligger 10 milliarder lysår fra oss er blitt observert. Deres lys trenger 10 milliarder år for å nå oss. Vi ser altså langt tilbake i tiden. Rotasjonsfarten til en galakse er proporsjonal med dens masse og med utstrålt effekt. Man kan få informasjon om rotasjonen fra studier av galaksens spektrum. Vi kan bare se to galakser, Melkeveien og Andromedagalaksen, med det bare øye fra jorden. Galaksene kan ha forskjellig form. Vår galakse, Melkeveisystemet, er en spiralgalakse. Avstanden til Andromedagalaksen er ca. 2 × 10⁶ ly. Den har dobbelt så mange stjerner som Melkeveien.

Takket være moderne romplattformer, som for eks. Hipparcos, har vi kartlagt avstandene til et stort antall stjerner meget nøyaktig.

Figur 10.17 Den fotogene whirlpool-galaksen M51 (=NGC 5194) har en diameter på ca 30.000 lysår. Galaksen ligger i ca 30 millioner lysår avstand fra oss. Bildet er en kombinasjon av flere bilder tatt av Hubble Space Telescope. Det viser unge lyse stjerner. I galaksearmen er det mørke støvskyer som er fødestedet til nye stjerner. Foto: NASA.

Når vi strekker ut armen, holder en finger i været og lukker øyene vekselvis, flytter fingeren seg tilsynelatende i forhold til bakgrunnen. Dette fenomenet kalles parallakse. Årsaken er at vi ser på fingeren med litt forskjellig vinkel om vi ser med høyre eller venstre øye. Beveger vi fingeren nærmere ansiktet blir forflytningen større. Den tilsynelatende forflytningen blir enda større om vi flytter hodet til sidene. Dette prinsippet utnyttes til å bestemme avstanden til nære stjerner, figur 10.18. Øyeavstanden er diameteren i jordas bane rundt solen. Så foretar man nøyaktige bestemmelser av vinkelen p, parallaksen til stjernen, som er halve vinkelen til den observerte forflytningen. Som referanse ved vinkelmålingene bruker man fjerne stjerner som ikke har noen synlig parallakse.

Figur 10.18 Bestemmelse av avstander med parallaksemetoden. Vinkelen til en nær stjerne bestemmes i forhold til fjerne stjerner fra jordens ytterposisjoner i sin bane rundt solen. a er jordens midlere avstand fra solen, r er avstanden fra jorden til stjernen, p er parallaksevinkelen. Den tilsynelatende posisjonsendringen i forhold til de fjerne stjernene er 2p.

Av figur 10.18 ser vi at

(10.5)

der p = parallaksevinkelen, a = den store halvaksen i jordas bane rundt solen, r = avstanden til stjernen.

Avstanden er altså

(10.6)

Eksempel: Avstandsbestemmelse med parallaksemetoden 1.

Vi ser at parallaksevinkelen er veldig liten, selv for den nærmeste nabostjernen. Jo lengre borte en stjerne er desto mindre blir parallaksevinkelen. Dette setter begrensninger for denne metoden for avstandsbestemmelse. ESA-satellitten Hipparcos, som var i drift fra 1989 - 1993, foretok de mest nøyaktige parallaksemålinger hittil. Målingene ble ikke forstyrret av atmosfæren, slik at den kunne bestemme parallaksen med en nøyaktighet på 0,002 buesekunder. I 2012 skal ESA skyte opp satellitten Gaia, som skal levere atskillig mer detaljerte data om posisjon og bevegelser til enda fjernere objekter.

Eksempel: Parallaksevinkel.

Eksempel: Avstandsbestemmelse med parallaksemetoden 2.

Når vi har to lyskuler som lyser med samme styrke vil kilden som er lengre borte virke mørkere. Denne svekkingen av lysintensiteten kan vi utnytte til å bestemme avstanden til stjerner. En fjern stjerne vil se mørkere ut enn en nær stjerne som lyser med samme effekt. Figur 10.19 illustrerer at lysstyrken avtar med kvadratet til avstanden. Hvis den ene stjernen er dobbelt så langt borte enn den andre vil lysstyrken bare være en fjerdedel. Ved tredobbelt avstand blir lysstyrken kun en niendedel osv.

Figur 10.19 Belysningsstyrken avtar med kvadratet til avstanden fra lyskilden. En viss mengde lys går gjennom en rute med areal A i avstand r fra lyskilden. Den samme lysmengden vil fordele seg på 4 × A i avstand 2r. Hver rute mottar da kun 1/4 del av lyset. I avstand 3r fordeler lyset seg på 9 × A. Hver rute mottar kun 1/9 del av lysmengden.

Stjernen stråler ut en effekt som vi betegner som P_S. Intensitet (E) er effekt per areal (A). Lyset sprer seg radialt. Med større avstand fordeler den utstrålte effekten seg på en stadig større kuleflate der kulens radius gir avstanden (r) til stjernen.

(10.7)

Det finnes nøyaktige instrumenter til å måle intensiteten. Men for å løse likningen må vi også kjenne den utstrålte effekten, dvs. luminositeten til stjernen. Dette kan vi gjøre med å bestemme overflatetemperaturen til stjernen (avsnitt 10.6). Når vi så bruker H-R-diagrammet kan vi avgjøre hvor på hovedserien stjernen ligger og vi kan lese av - selvfølgelig med en feilmargin - den utstrålte effekten. Med hjelp av spektralanalyser kan vi avgjøre om en stjerne tilhører hovedserien, er en kjempe eller en hvit dverg.

Hvis stjernen er en cepheide kan vi bestemme den utstrålte effekten på en enklere og mer nøyaktig måte.

Eksempel: Avstandsbestemmelse med lysstyrkemetoden.

Mot slutten av det 18. århundre ble det oppdaget en stjerne som viste periodiske svingninger i utstrålt effekt. Etter hvert fant man flere stjerner som viste det samme fenomenet. Disse stjerner kalles cepheider. Med hjelp av dopplereffekten kunne man vise at disse stjerner pulserer, dvs. at de endrer sin størrelse i takt med endringene i luminositeten. Forskjellige cepheider har forskjellig lange perioder - fra omtrent en dag til tre måneder. Hver cepheide har sin faste svingeperiode. Det viste seg at periodelengden er korrelert til luminositeten. Store cepheider med høy utstrålt effekt har en lang svingeperiode, mens for små cepheider har svingningene en høyere frekvens. Figur 10.20 viser sammenhengen mellom lengden på perioden og den absolutte magnituden/luminositeten. Cepheider gir oss dermed en mulighet for å bestemme deres utstrålte effekt på en elegant måte. Når vi måler lysstyrken kan vi bestemme deres avstand som beskrevet i forrige avsnitt. Cepheidemetoden egner seg til å bestemme avstanden til fjerne stjerner og galakser.

Avstanden til galakser kan også bestemmes med hjelp av dopplereffekten og Hubbles lov. Denne metoden gjennomgås i avsnitt 10.9.1.

Figur 10.20 Sammenhengen mellom perioden til lysintensitetsendringer for cepheider og deres midlere utstrålte effekt og midlere absolutte magnitude.

Når en politibil med sirene på nærmer seg har sirenelyden en lys tone - relativt høy frekvens. Når bilen passerer og fjerner seg blir lyden mørkere - frekvensen er blitt lavere. Dette fenomenet skyldes den såkalte dopplereffekten. Den opptrer også for lyskilder i bevegelse. Hvert grunnstoff har sitt karakteristiske emisjons- og absorpsjonsspektrum (kapittel 3 Atom- og kjernefysikk). For en lyskilde som fjerner seg, vil de karakteristiske linjene ha en lavere frekvens enn ellers, dvs. at de vil være forskjøvet mot rødt i spekteret. Tilsvarende vil vi registrere linjene ved en høyere frekvens for en lyskilde som nærmer seg. Dermed får vi en blåforskyvning i spekteret. Hvor sterk forskyvningen er avhengig av stjernens fart v i synsretningen. Dopplereffekten for lys er illustrert i figur 10.21. Uansett i hvilken retning man ser, observerer man en rødforskyvning i spektrene for fjerne galakser. Dette betyr at galaksene beveger seg fra oss, noe som tolkes som utvidelse av universet. Størrelsen på rødforskyvningen er et mål for farten. Hydrogen er grunnstoffet det finnes mest av i universet, dessuten har det et forholdsvis enkelt linjespektrum som brukes ofte til å måle forskyvningen i spekteret. Dopplereffekten kan uttrykkes matematisk på følgende måte:

(10.8)

c = lysfart

l ₀ = bølgelengden til en spektrallinje målt i laboratorier

l = bølgelengden til spektrallinjen fra det observerte himmellegemet

D l = l - l ₀ = bølgelengdeforskyvning

Figur 10.21 a) Emisjonsspekteret til hydrogen for en kilde som er i ro. b) Absorpsjonsspekteret til hydrogen for en galakse. Alle linjer er forskjøvet mot rødt, stjernen beveger seg fra oss.

I eksempelet Dopplereffekt og Hubbles lov nedenfor, vises beregningen av farten galaksen har i forhold til oss.

Fysikken om universets tilblivelse og hvordan det har utviklet seg, kalles kosmologi. Ordet er gresk og betyr "læren om orden". Etter å ha lest om stjernenes livsløp, vil nok de aller fleste akseptere at universet ikke er evig og uforanderlig. I tillegg har ikke vårt store verdensrom noen romlig avgrensning. Selv om kosmologi er en ny vitenskap, kan den i dag gi svar på mange sentrale spørsmål. Men det finnes fortsatt veldig mye om universet vi ikke forstår.

Modellen som i dag er akseptert av de fleste kosmologene er at universet oppstod ved det store smellet - "the Big Bang" - for ca. 15 milliarder år siden. I starten var hele universet samlet i et "punkt". "Punktet" var universet, noe "utenfor" fantes ikke, ikke engang vakuum. Siden har universet utvidet seg.

Den amerikanske astronomen Edwin Hubble (1889-1953) observerte en rødforskyvning i hydrogenspekteret til galakser (avsnitt 10.8). Rødforskyvningen var sterkere jo større avstand galaksen har til oss. Forklaringen på observasjonen er at galaksene beveger seg fra oss, og at jo større avstanden til galaksen er, desto større er farten den beveger seg med. Denne sammenhengen er kjent som Hubbles lov:

(10.9)

v: radialfarten til galaksen (dvs. farten fra oss), r: avstanden til galaksen, H: Hubbles konstant

H ansees som en konstant, men verdien er fremdeles noe usikker. Verdien som er oftest brukt er (20 ± 3) km/s per 10⁶ l.y.

Når vi bestemmer radialfarten til en galakse ved hjelp av dopplereffekten kan vi bruke Hubbles lov til å anslå avstanden til galaksen. Vi kombinerer likning (10.9) med (10.8):

(10.10) r =

Figur 10.22 Sammenhengen mellom den observerte radialfarten til galakser fra oss og deres avstand. Stigningen i grafen gir Hubbles konstant.

Eksempel: Dopplereffekt og Hubbles lov.

Observasjonen om galakser som fjerner seg, ga Hubble ideen om at universet var samlet en gang. Hvis man bruker en rosinbolledeig som hever seg, vil man se at alle rosiner får større avstand fra hverandre og at avstanden til dem som er lengst borte øker mest - helt analogt til det som ble observert med galaksene, figur 10.23. Mens rosinbollendeigen utvider seg i et eksisterende rom omkring, eksisterer det ikke rom omkring universet. Det er selve universet som utvider seg.

Figur 10.23 Rosinbolledeig som modell for det ekspanderende universet. Når deigen hever seg til det dobbelte vil avstanden mellom alle rosiner øke til det dobbelte. Dette innebærer at farten øker proporsjonalt med avstanden.

Eksempel: Modell for universets utvidelse.

Med hjelp av Hubbles lov kan også universets alder anslås.

Eksempel: Universets alder.

I grove trekk forestiller man seg utviklingen etter Big Bang-modellen på følgende måte:

Da det store smellet skapte universet gjaldt antageligvis ikke de fysikalske lover slik vi kjenner dem nå. For selve starten på skapelsen av universet mangler vi fremdeles forklaring. Det store smellet skapte en masseklump med ekstrem høy temperatur og tetthet. Tettheten var så stor at fotoner som ble skapt ved de høye temperaturene ikke kunne bevege seg fritt. Universet var ugjennomsiktig. Universet utvidet seg, noe som førte til at temperaturen sank - akkurat som i en gass. Elementærpartikler ble dannet. Fusjonsprosessen der tunge hydrogenkjerner danner helium kom i gang. Denne prosessen stoppet opp da nøytronene var brukt opp og temperaturen ikke var høy nok til fusjon av tyngre grunnstoffer. Universets sammensetning var da ca. 75% hydrogenkjerner og heliumkjerner. Grunnlaget for sammensetningen slik vi kjenner den i dag var lagt. Etter ca. 300.000 år, da temperaturen hadde sunket til 3000 K, dannet atomkjernene og elektroner nøytrale atomer av hydrogen og helium. Da ble universet gjennomsiktig. Universet var fylt med elektromagnetisk stråling som tilsvarte en temperatur på 3000 K. Men universet utvidet seg og ble kaldere. Den elektromagnetiske strålingen gjennomgikk en rødforskyvning. Vitenskapsfolk hadde forutsagt at dersom Big Bang-modellen var riktig, måtte hele universet være fylt med termisk stråling i mikrobølgeområdet - med en bølgetopp tilsvarende en temperatur på 3 K. Da ideen var lagt fram i 1948 fantes det ikke instrumenter til å måle slik svak stråling. Men senere, da bedre måleinstrumenter var utviklet, observerte man denne kosmiske bakgrunnsstrålingen. Måleresultatene fra satellitten COBE (Cosmic Background Explorer), som ble skudd opp av NASA i 1989, var helt i samsvar med den beregnete kurven, figur 10.24.

Figur 10.24 Linjen viser intensiteten som funksjon av bølgelengden for kosmisk bakgrunnsstråling slik den er beregnet og måleresultatene. Beregningen og måleresultater er sammenfallende.

Ca. 1 milliard år etter det store smellet begynte fødselsstadiet til galaksehoper, galakser og stjerner. Vårt solsystem ble til for ca. 5 milliarder år. Alderen bekreftes ved radioaktive dateringer av meteoritter.

Det finnes noen nyere observasjoner som det er vanskelig å få til å passe inn i Big Bang-modellen, men det skal vi ikke komme inn på her. Vi oppsummerer sentrale observasjoner som støtter Big Bang-modellen:

1. Lyset fra galaksene er rødforskjøvet. Rødforskyvningen er mest utpreget for galaksene som er lengst borte.
2. Massen i universet består hovedsakelig av hydrogen og helium.
3. Hele universet er fylt med kosmisk bakgrunnsstråling - elektromagnetisk stråling i mikrobølgeområdet - som har sin maksimale intensitet ved 1,1 mm som tilsvarer en temperatur på 2,7 K.

Etter dagens viten finnes det tre muligheter for universets videre skjebne:

1. Utvidelsen overvinner gravitasjonskreftene, slik at universet fortsetter å ekspandere i all evighet. Vi snakker da om et åpent univers.
2. Gravitasjonskreftene vil til slutt overvinne utvidelsen. Universet vil trekke seg sammen og ende opp i et "Big Crunch". I denne modellen har vi et lukket univers. Det er mulig at den blir etterfulgt av et nytt Big Bang, slik at universet pulserer.
3. Utvidelsen vil balansere gravitasjonskreftene, slik at utvidelsen stopper opp uten at noe sammentrekning finner sted. Dette betegnes om et flatt univers.

Hva som kommer til å skje er avhengig av massetettheten i universet. Er det høyere massetetthet enn en viss grenseverdi - som kalles kritisk massetetthet - vil tyngdekraften til slutt seire over utvidelsen. Det er ikke så vanskelig for astronomene å anslå massetettheten med utgangspunkt i himmellegemer de er i stand til å se. Men man regner med høye "mørketall". Det finnes indikasjoner på at mørk materie kan utgjøre ca. 90% av universet. Men nettopp fordi materien er mørk er den usynlig. Slik materie kan ikke observeres direkte, bare gjennom virkningene. Størrelsen på farten til et himmellegeme i et system, er begrenset av systemets masse. Hvis farten var større ville legemet ble revet løs fra systemet. Man har observert stjerner som har en høyere fart enn den som er forenlig med den observerte massen. Forklaringen er at det finnes usynlig masse, dvs. mørk materie. Mørk materie er et spennende forskningsfelt, men vi skal ikke gå dypere her.

Når og hvorledes oppstod livet på jorden? Er det liv andre steder i universet? Moderne romforskning har ført oss et stykke på vei til noen av svarene.

Alt liv, slik vi kjenner det fra jorden, er basert på vann og organiske molekyler. Finnes det vann og organiske molekyler i det store verdensrom som kan være byggesteiner for proteiner og DNA-molekyler?

Det første molekylet som ble funnet utenfor vår atmosfære var ammoniakk. Deretter fant man vann. Etter hvert har man funnet mye vann i universet. Som eksempel kan nevnes at kometen Hale-Bopp, som var godt synlig vinteren 1997/98, inneholder mer vann enn hele Østersjøen. Det er i dag mange kjente forskere som hevder at vannet på jorden er transportert hit av små kometer.

Hva med organisk materiale? Pr. 1. januar 2000 er det funnet mer enn 100 forskjellige molekyler som inneholder karbonforbindelser i Melkeveien. Også i andre galakser er mange av de samme molekylene observert. Man har registrert store molekyler som har mer enn ti atomer. I tillegg er det observert molekyler som man ennå ikke har klart å fremstille på jorden.

Det vil ta noen tid før vi kan svare på spørsmålet om det finnes liv andre steder i universet. Det store spørsmålet i dag er om det har vært liv på Mars for noen hundre millioner år tilbake. Analyser av materiale på overflaten, bilder fra Mars, studier av meteoritter, og funnet av alger som klarer seg under helt ekstreme forhold i Antarktis - kan tyde på muligheten for at slikt liv fantes.

For 50 år siden var det få som kunne forestille seg en bemannet ferd til månen. Men allerede i 1969 satte det første mennesket sine spor på måneoverflaten. Den teknologiske og vitenskapelige utviklingen skjer raskt. Det er gode grunner til å tro at romforskningen en dag vil gi svar på mange av spørsmålene.

• Elektromagnetisk stråling gir informasjon om kjemisk sammensetning, temperatur, tetthet, magnetfelt, bevegelse, avstander.

• Wiens forskyvningslov: , der T = overflatetemperatur, l _maks = bølgelengde med maksimal intensitet
• Stefan-Boltzmann-loven: E = s ^. T⁴ , der E = utstrålingstetthet, T = overflatetemperatur, s : Stefan-Boltzmann-konstanten: = 5,6703 ^.10^-8 Wm^-2K^-4

• Dopplereffekt: , der v = radialfart, c = lysfart, l ₀ = bølgelengden til en spektrallinje i laboratoriet, l = bølgelengden til spektrallinjen fra objektet i bevegelse, D l = l - l ₀ = bølgelengdeforskyvningen

• Parallaksemetode: (kun for nære stjerner): vinkelen til en stjerne måles mot bakgrunnen av fjerne stjerner fra to forskjellige punkter på jordbanen.
• , der p = parallaksevinkelen, a = den store halvaksen i jordas bane rundt solen, r = avstanden til stjernen.
• Lysstyrkemetoden: Effekten til strålingen fra en stjerne avtar omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden til stjernen. Er den utstrålte effekten til stjernen kjent kan avstanden beregnes.
• , der P_S. = utstrålt effekt, E = intensitet (strålingstetthet) = er effekt per areal A, r = avstanden til stjernen.
• Cepheidemetode: Cepheider er stjerner med periodisk varierende lysstyrke. Jo høyere den gjennomsnittlige utstrålte effekten er desto lenge er perioden. På denne måten kan den utstrålte effekten bestemmes. Den videre avstandsberegningen skjer som for lysstyrkemetoden.
• Hubbles lov: Galaksen beveger seg med en fart fra oss (og fra hverandre) som er proporsjonal med avstanden. v = H ^. r, der H = Hubbles konstant = (20 ± 3) , r = avstand, v = radialfart til en galakse

• 1 AU = 1 astronomisk enhet = middelavstanden jord – sol = 1,49 ^. 10⁸ km
• 1 lysår = 9,46 ^. 10¹² km
• 1 parsec = 1 pc = 3,26 lysår = 3,09 ^. 10¹³ km = avstanden fra jorda når vi ser jordas middelavstand fra sola under en vinkel på 1 buesekund.

• plot for stjernene: hovedseriestjerner ligger diagonalt på en S-formet linje
• x-akse: spektralklasse og/eller temperatur
• y-akse: utstrålt effekt (luminositet) og/eller absolutt størrelsesklasse

• det store smellet, teorien om at universet ble skapt ved en eksplosjonsartet ekspansjon.
• universets alder: 13,7 ± 0,2 milliarder år (etter data fra 2003)

• åpent univers: fortsetter å utvide seg i all framtid
• lukket univers: gravitasjonskreftene vil etter hvert dominere over ekspansjonen og universet vil trekke seg sammen (eventuell ny Big Bang Þ pulserende univers)
• flatt univers: ekspansjonen vil stoppe uten at universet kontraherer etterpå (likevekt mellom ekspansjons- og kontraksjonskreftene)

• protostjerne: "fødselsstadiet" til en stjerne der gass- og støvskyer fortetter seg p.g.a. gravitasjon,
• hovedseriestjerne: lengste avsnitt i livssyklus til en stjerne, energikilden er fusjon av hovedsakelig hydrogen
• kjempestjerne: begynnelsen på sluttstadiet, når hydrogen i sentralområdet er brukt opp. Kraftig sammentrekning i det indre og kraftig ekspansjon i ytre deler
• hvit dverg: sluttstadiet til en stjerne, ingen energiproduksjon, stråling kun pga. restvarmen
• planetarisk tåke: I sluttfasen til en rød kjempe sprenges de ytre deler bort, disse danner en planetarisk tåke.
• supernova: eksplosjon av en stjerne med en masse minst 6 solmasser
• nøytronstjerne: resultat av en supernovaeksplosjon: p + e Þ n (+ n )
• pulsar: roterende nøytronstjerne som sender ut laserlignende stråling langs magnetfeltaksen
• svart hull: rest etter en supernovaeksplosjon med et så sterkt gravitasjonsfelt at selv ikke lys kan slippe ut
• protostjerne Þ brun dverg Þ svart dverg
• protostjerne 0,08 – ca. 6 solmasser: protostjerne Þ hovedseriestjerne Þ rød kjempeÞ planetarisk tåke + hvit dverg Þ svart dverg
• protostjerne > ca. 6 solmasser: protostjerne Þ hovedseriestjerne Þ supernova Þ nøytronstjerne/pulsar eller svart hull (når restmassen > ca. 3 solmasser)

Svartabell til kontrolloppgaver om Astrofysikk.

1. Hvordan skiller en stjerne seg fra en planet?
2. Melkeveien er...
3. 1 AU er
4. Hva er 1 lysår?
5. Hva er en galakse?
6. Hva er et svart hull?

Fasit til kontrolloppgaver om Astrofysikk.

1. Tegn Hertzsprung-Russel-diagrammet og beskriv informasjonen den gir oss. (Hvilke størrelser brukes langs aksene? Hvor i diagrammet finner vi de fleste stjernene? Hvor i diagrammet finner vi de største, hvor de varmeste stjernene, hvor de lyseste, hvor de tetteste stjernene, de med lengst levetid?)
2. Hvordan betegnes spektralklassene? Sorter etter stigende temperatur.
3. Forklar hvordan fargen til en stjerne er relatert til temperaturen.
4. Forklar hvorfor en rød kjempe stråler ut med større effekt enn solen og hvorfor en hvit dverg avgir en lavere effekt enn solen.
5. Tre himmellegemer - en hvit dverg, en hovedseriestjerne og en superkjempe - tilhører alle spektralklassen A0. Hva er de viktigste forskjellene mellom dem?

1. a) Hvordan tenker man seg solens utvikling fra "fødsel" til "død" b) Beskriv hovedtrekkene i stjernenes utvikling i avhengighet av massen. c) Hva er det som avgjør om en stjerne skal ende opp som en hvit dverg, en nøytronstjerne eller et svart hull?
2. Beregn den kritiske radius for en stjerne på 10 solmasser og for solen. Kan solen bli et svart hull?
3. Forklar forskjellen på et svart legeme og et svart hull.
4. Hva kjennetegner en pulsar?
5. a) Hva er en supernova? b) Hvorfor dannes det tyngre grunnstoffer enn jern kun i supernovaer?

1. Hvordan kan vi bestemme overflatetemperaturen til et himmellegeme?
2. a) Strålingsintensiteten til en fjern stjerne har sitt maksimum på 440 nm. Hvilken overflatetemperatur har stjernen? b) Finn stjernens utstrålingstetthet.
3. Kan vi bestemme temperaturen i svarte hull med hjelp av Wiens forskyvningslov? Begrunn svaret ditt.

1. Beskriv 4 forskjellige metoder for avstandsbestemmelser i verdensrommet. Hvilke egner seg for relativ korte avstander, hvilke for store avstander?
2. To personer som ser på månen samtidig fra ulike steder observerer tilsynelatende ulike posisjoner av månen i forhold til fjerne stjerner. Avstanden mellom personene på en rett linje er 5000 km. Personen i punkt A måler en vinkel 2,5321° mellom månen og stjerne 1, personen i punkt B måler samtidig 3,2781° mellom månen og den samme stjernen (se figur 10.25). Hvor langt er det til månen?
3. I lyset fra ionisert kalsium finner vi i laboratoriet en spektrallinje med bølgelengden 397 nm. I spektret fra en galakse ser vi at denne linja har bølgelengden 412 nm. a) Hva kan disse opplysningene fortelle oss om galaksens bevegelse i forhold til oss? b) Hvor langt borte er denne galaksen?
4. Ut fra de periodiske lysstyrkeendringene til en cepheide bestemmer vi den gjennomsnittlige effekten som cepheiden stråler ut med til 5,6 × 10²⁹ W. Den gjennomsnittlige lysintensiteten vi måler fra jorden er 2,0 × 10^-12 W/m². Hvor langt er det til denne stjernen? Angi svaret i lysår.

Figur 10.25 Se oppgave 4 nr 2. Personene i punkt A og B ser månen i en annen vinkel i forhold til fjerne stjerner (sterkt overdrevet i tegningen). Denne parallaksen kan brukes til å bestemme avstanden til månen.

Nytt avsnitt.

1. Hvordan mener man at universet oppstod? Hvilke observasjoner kan forklares med hjelp av denne teorien?
2. Hvilke hovedteorier finnes for den videre utviklingen av universet?
3. Hva menes med bakgrunnsstråling i universet?

1. Finn mer informasjon om, optiske teleskoper, radioteleskoper og rombaserte teleskoper.
2. Finn mer informasjon om mørk materie ("dark matter").
3. Finn ut mer om svarte hull.

NASAs bildegalleri, startside til å finne en mengde bilder fra verdensrommet.

Bilder fra Hubble Space Telescope.

Hjemmesiden til ESA-satellitten Gaia som skal skytes opp i 2012.