KAPITEL 3 I Vintergatan

Transkript

1 KAPITEL 3 I Vintergatan Vintergatan började bildas en miljard år efter Ursmällen ( Big Bang ) och har utvecklats sedan dess, liksom andra galaxer. Mer om det och universum i stort i nästa kapitel, nu tar vi oss an vår hemgalax och börjar med de mest iögonfallande objekten. Stjärnorna Av Vintergatans ungefär 200 miljarder stjärnor tar vi oss först an vår dagstjärna. På den, som alla andra stjärnor, ser vi bara ytan och det som finns utanför, vilket inte direkt ger mycket information om vad som händer längre in. Men genom att göra fysikalisk/matematiska modeller för innandömet och anpassa dem till att stämma överens med de observationer som är möjliga att göra kan vi ändå skaffa oss en rätt säker uppfattning om hela solen. Också processerna längst inne, med sina kärnreaktioner, förstår vi numera väl genom laboratorieexperiment. Solen Strålningszon Kärna Flöden under ytan Konvektionszon Fotosfär Solfläckar Protuberans Koronahål Korona Kromosfär Figur 3.1, solen i genomskärning (NASA). Solens diameter ut till fotosfären är 1,4 miljoner kilometer, drygt hundra gånger mer än jordens. Skiktens tjocklek är skalenliga, utom att koronans storlek varierar. Direkt från solens innersta, kärnan, kommer trots allt något som vi kan observera, så låt oss börja där. Kärnan är ett gigantiskt kärnkraftverk, några tiotals miljoner miljarder starkare än sådana på jorden. De verkar också olika, jordiska genom att splittra atomer (oftast av uran), solens genom fusion, sammanslagning av lättare 1

2 atomkärnor till tyngre. Fusionen är möjlig genom den höga temperaturen i centrum, 15 miljoner grader. Gammastrålning 4 vätekärnor Heliumkärna, He-4 Protoner 2 protoner 6, kg 2 neutroner 6, kg Elektroner, neutriner Figur 3.2, fusionsprocessen i solen, kortfattad. Eftersom väte är universums allra vanligaste grundämne (¾ av allt) är det inte förvånande att fusionsreaktionerna startar där. Via ett par mellanled går fyra protoner samman till en kärna av helium, He-4. Protonerna kolliderar ständigt, så det första steget är att två går samman. Men det är alldeles ytterligt osannolikt eftersom de praktiskt taget alltid bara studsar bort från varandra igen. Sedan går de andra reaktionerna snabbt, så om inte den första flaskhalsen varit hade solen snabbt gjort slut på allt väte i centrum och inget liv hade hunnit bli till. En heliumatom har större massa än fyra väteatomer. Skillnaden är liten, bara 50 miljarddels miljondels kilo, men det är den som får solen att lysa. Det är en direkt tillämpning av Einsteins berömda samband E = m c 2, där c är ljust fart, m är massan som försvinner och E den energi den kommer ut som. På så vis förlorar solen 4 miljoner ton massa varje sekund, massa som förvandlas till energi och har gjort så i fyra och en halv miljard år. Energin kommer ut som gammastrålning, rörelseenergi hos frigjorda elektroner och som neutriner. Gammastrålningen och elektronerna hettar upp omgivningen till femton miljoner grader, men neutrinerna går raka vägen ut från solen. De rör sig praktiskt taget i ljushastighet, når oss efter åtta minuter och är just det som låter oss observera något från solens inre. Ett problem är att neutrinerna är mycket svåra att detektera; de som träffar oss går i stort sett alla rakt genom oss utan att lämna några spår. Så ger sig gammastrålningen ut från centrum, till strålningszonen. Där sprids den över större volym, övergår i röntgenstrålning och blir svagare allt längre ut. Sedan övergår den i ultraviolett, men nu räcker strålningeninte inte längre till för att transportera ut energin, utan gasen kommer i kraftig virvelrörelse i konvektionszonen. (Konvektion är vanligt och förekommer t.ex. i atmosfären genom att vindar för fram varm eller kall luft.) I konvektionszonen strömmar het gas utåt, lämnar av värmeenergi och strömmar in igen. Det är rörelserna där som håller solens starka magnetfält uppe. Ovanpå konvektionszonen ligger fotosfären, det tunna, gula skikt vi ser. Att fotosfären är tunn, bara 300 kilometer, förstår man av att solens yta ser skarp ut, inte suddig. Nu har temperaturen gått ned till 5500 C, en temperatur som får kroppar att lysa som kraftigast i gult. (Det är den färg våra ögon är anpassade till så att man ofta väljer gult som belysning på vägar trots usel färgåtergivning.) 2

3 Figur 3.3 solfläckar. Överst Galileis teckningar av solfläckar 1613, tre år efter det att han upptäckt dem med sin nykonstruerade kikare. Rörelsen visade att solen roterar. Underst antalet observerade solfläckar under nära 400 år. Det långa minimet till en bit in på 1700-talet beror inte på bristande observationer, utan ingår i ett oregelbundet mönster som vi inte kan förutsäga även om serien här ser ut att kunna ha någon slags lång periodicitet på år. Med den nya uppfinningen, kikaren, fick Galileo Galilei 1610 se att solen hade fläckar, solfläckar. De kan bli betydligt större än jorden och ser mörka ut p.g.a. något tusental grader lägre temperatur än fotosfären i övrigt. Därför kunde man tro att många fläckar gör att solen strålar ut mindre energi än annars, men det är tvärt om: solfläckarna tyder på aktivitet i solen, som gör att den ändå i medeltal strålar lite starkare. Som figur 3.3 visar har fläckarna en periodicitet på ca 11 år, solfläckscykeln. Så var Europas temperatur 1,5 grader lägre än vanligt under lilla istiden, tiden från mitten av 1600-talet till början av 1700-talet då knappt några solfläckar visade sig. Det blev missväxt och svält, men också möjligt att åka skridskor på Themsen. Här ledde det till att Karl X Gustaf kunde hota Köpenhamn efter att ha gått över de isbelagda Stora och Lilla Bält med sin här 16XX. Minimet kallas Maunderminimet efter den som först studerade sambandet. Kring 1000-talet, då vädret tillät nordbor att segla till Island och Grönland (och troligen Amerika), bör det ha varit gott om solfläckar. Sedan har de troligen minskat med strängare väder till följd så att resorna försvårades och kolonierna på Grönland dog ut. Det är solens magnetfält som ger upphov till solfläckarna. Som figur 3.4 visar finns fältet överallt på solen, men med varierande styrka p.g.a. strömningarna innanför. På platser med starkare fält hindrar det värmeutbyte med omgivningen så att temperaturen går ned. Gasen i hela solen är ett plasma, d.v.s. temperaturen är överallt så hög att inga elektroner kan hålla sig kring atomkärnor, utan ständigt stöts bort vid kollisioner. Gasen består därför enbart av laddade partiklar, elektroner, protoner (vätekärnor) och heliumkärnor. (Den sägs vara joniserad.) En laddad partikel som kommer in i ett magnetfält böjs av och kan sedan lämna fältet i en annan riktning, men kan också fångas in och börja gå runt i en spiralformad bana. Om det också rör sig längs fältet blir resultatet att spiralen följer med fältet som i figur 3.4a, vilket gör att plasma strömmar ut ur solfläckarna och kan komma ut till kromosfären och koronan utanför fotosfären. 3

4 a b Magnetfält Fotosfär Bana för för laddad partikel Figur 3.4, magnetfält i solen. a) Fält i solfläck med laddade partiklar. De följer fältet i spiralbanor. Man kan se fältet som linjer i dess riktning, tätare ju starkare fältet är. b) Magnetfält, lagt över solbild i UV. I mitten en flare. Är energin stor strömmar gasen ut i bågar, protuberanser, som oftast går tillbaka till solytan men också kan fortsätta ut och bli en del av solvinden, den ström av laddade partiklar huvudsakligen protoner och elektroner - som ständigt strömmar ut från solen. Det kan också bildas flares (inget svenskt ord för det finns), heta områden med koncentrerade magnetfält som avger stark UV-strålning. Figur 3.5, begynnande koronamassutkastning, CME, Coronal Mass Ejection. Den syns till vänster på bilden. Ute mot randen finns andra, heta områden. Bilden tagen i UV, ned mot röntgenområdet. Kromosfären och koronan lyser som en fullmåne, men ändå så svagt i förhållande till fotosfären att de bara syns vid totala solförmörkelser. Man hade väntat sig att temperaturen skulle minska utåt från fotosfären och så gör den också en bit ut i kromosfären, men sedan börjar den öka och når miljontals grader i koronan. Plasmat är visserligen mycket tunt, men partiklarna rör sig i de hastigheter som karakteriserar höga temperaturer. I koronahål är densiteten mycket lägre än i koronan i övrigt. Där strömmar ständigt plasma ut längs det lokala magnetfältets riktning och bildar den solvind som fortsätter ut i 500 km/s och alltså når jorden på några dagar. Där hindrar vårt magnetfält partiklarna att komma ned till ytan, utom vid polerna, där de kan följa magnetfältet på samma sätt som i solen. När de träffar jordatmosfären joniserar atomer som då ger från sig det ljus vi ser som 4

5 norrsken, vid Sydpolen sydsken Det sägs att norrsken hörs, ofta som ett prasslande ljud, men energin är alldeles för liten för att det, utan troligen rör det sig om psykologiska effekter. Bild 3.6, ett ovanligt praktfullt norrsken (Svenska Turistföreningen). Den gröna färgen kommer från atmosfärens syre. Förklaringen till den höga temperaturen i koronan visade sig vara magnetfältet. Solen har differentiell rotation och roterar lite snabbare kring ekvatorn än vid polerna, ett varv på 25 dygn respektive 34 dygn. Det gör att magnetfältet sträcks ut som om fältlinjerna vore gummiband. Då kan de brista och ge upphov till andra mönster de måste alltid vara slutna kurvor utan ändar och avge energi. Det och tillhörande fenomen kan ge upphov till extrem energiutveckling i koronan och leda till koronamassutkastning. När partiklarna därifrån når jorden påverkar de vårt magnetfält extra kraftigt till solstormar. Jordens magnetfält varierar alltid något, men vid solstormar är variationerna snabbare och mer intensiva så att fältet inducerar spänningar i elledningar, mer ju längre ledningarna är. Vid den stora solstormen 1859 då det för första gången stod klart att jordens magnetfält var inblandat bilades höga spänningar i de långa telegrafledningarna i USA så att telegrafoperatörerna fick elektriska stötar och t.o.m. bränder uppstod. I vår tid ledde solstormen 1989 till att en stor del av elnätet i Quebec i Kanada slogs ut och 2003 kom en mindre, passande nog i samband med Halloween. Vi har alltså all anledning att hålla reda på rymdvädret. En av åtgärderna är sonden SOHO, Solar and Heliospheric Observatory, ett samarbete mellan NASA och ESA, European Space Agency. Den går i bana på jordens avstånd från solen, övervakar den i UV och ljus, mäter solvinden och ser variationer på solytan. Avstånd och egenskaper Sedan gammalt har stjärnornas magnitud angett deras ljusstyrka på himlen, med magnituden 1 för de starkaste och 6 för de svagaste (och svagare trodde man inte fanns). Det måttet har visat sig praktiskt och används än idag, men har måst utvidgats till magnituder nedåt till 30 och uppåt, för månens del -12,7 och för solens till -26,8. För att undvika missförstånd ofta med tillägget skenbar eftersom stjärnor med samma skenbara magnitud kan vara olika starka, beroende på avståndet. Att mäta avstånd i universum är svårt; först mot mitten av 1800-talet blev det 5

6 överhuvud taget möjligt att mäta stjärnors (förutom solens). Principen är enkel. Man förstår den genom att hålla fram en hand, räta ut ett finger och studera det mot en bakgrund på större avstånd, kanske föremål på en vägg. Först med det ena ögat, det andra övertäckt, sedan med det andra. Vid bytet ser fingret ut att flytta sig mot bakgrunden och efter experimenterande med skiftande avstånd mellan finger och ögon finner man också att förflyttningen är större ju mindre avståndet är. Efter en stunds övning kan man nog också bedöma hur långt fingret är från ögat utifrån den observerade lägesändringen. Fenomenet kallas parallax. I astronomin låter vi de båda ögonen vara jorden i två motsatta lägen i sin bana kring solen, från vilka samma område av stjärnhimlen fotograferas, alltså med ett halvårs mellanrum. De båda bilderna jämförs, t.ex. i en dator som programmerats att se eventuella skillnader mellan upptagningarna. Figur 3.7 illustrerar ett resultat. Figur 3.7, stjärnparallax i stjärnfält. De båda inlagda, gula punkterna visar hur en stjärna kan ha två lägen p.g.a. parallaxen vid jordens rörelse. Med hjälp av hela bildens vinkel på himlen, eller dem mellan enskilda stjärnor, beräknas vinkeln mellan de båda bilderna av stjärnan. * * En stjärna ser ut att ha flyttat sig, en som är närbelägen nog att ge synbar parallax. Med hjälp av vinkeln på himlen mellan de båda bilderna beräknas stjärnans avstånd. Vinkeln, parallaxen kan vara någon tiotusendels grad, vilket gör den svårmätt. Om den är en bågsekund, 1 /3600, visar sig avståndet vara 3,26 ljusår, en professionellt använd avståndsenhet, 1 parsec, 1 pc. Man ser en ljuspunkt på avstånd och noterar hur starkt den ser ut att lysa. Om den är långt borta och ljusstark eller ligger närmare och är mer ljussvag är ovisst, men kan avståndet mätas går det att få fram hur stark ljuskällan egentligen är. Så när en stjärnas avstånd beräknats och dess ljusstyrka här från jorden sett mätts upp vet vi den verkliga ljusstyrkan, luminositeten. Liksom för lampor kan den anges i watt, men ofta används solens luminositet som enhet. En stjärna med tio gånger så stor luminositet som solen har luminositeten L = 10 Lsol. Att stjärnorna vi ser mest är blå eller blåvita är en urvalseffekt; stjärnor med de färgerna har stor luminositet och syns alltså långt. Vår gula sol är svagare. Svagast är de mycket vanligare röda stjärnor som vi knappast alls ser utan hjälpmedel. Deras luminositeter kan vara någon miljondel av solens medan de starkaste blå kan vara tiotusentals gånger så ljusstarka som solen. Figur 3.8 visar hur luminositeten beror på färgen i ett Hertzsprung-Russelldiagram. På huvudserien finns mer än 99 procent av alla stjärnor. Solen ser ut att vara en medelsvensson bland stjärnor, men har i själva verket förhållandevis rätt ansenlig luminositet. 6

7 Luminositete Spektralklass B8 B Överjättar Jättar Huvudserie Vita dvärgar G2 Solen Yttemperatur (K) Röda dvärgar Figur 3.8, Hertzsprung-Russelldiagram. Horisontell skala: yttemperaturen i K. Vertikal till vänster: Luminositeten i förhållande till solens. (Den högra vertikala skalan visar den absoluta magnituden, den skenbara magnitud stjärnor skulle ha om de flyttats till avståndet 10 pc.) Som HR-diagrammet visar beror färgen på stjärnans yttemperatur. En blå kan ha grader och mer och en röd ned mot 2000 grader. Så hur mäts stjärnors yttemperatur? Vi studerar spektrum för solen i figur 3.9. Det har gradvis övergångar mellan färgerna liksom solspektra från regnbågar, men också en stor mängd mörka linjer. De kommer fram om ljuset tas in i en smal stråle och visar att det fattas ljus på vissa våglängder, ljus som har absorberats. Bilden visar också hur det går till. En elektron får en knuff av ljus (eller UV-strålning) och ökar sin energi till en högre nivå. Men enligt kvantmekaniken finns det bara vissa, bestämda nivåer. Ljuset måste ha precis den energi som behövs för hoppet, om det har så absorberas det, annars inte. Ljusets energi motsvarar dess våglängd och färg så följden blir att vissa färger försvinner från spektrum, vi får ett absorptionsspektrum. Grundämnena har olika energinivåer, i själva verket ofta komplicerade strukturer med system av energinivåer, något som gör deras spektra till mycket detaljerade fingeravtryck. Det utnyttjas i spektralanalys, som gör det möjligt att inte bara veta vilka grundämnen som finns i prover utan också hur mycket av varje. Inte nog med det. Vilka av de många nivåerna som elektronerna håller till på beror på temperaturen, så med stjärnors spektra får vi fram den också. Stjärnorna delas 7

8 in i spektralklasser, som också figur 3.8 visar, från O till M. En rätt oordnad serie som beror på att den kom till innan sambandet med temperaturen stod klar. Man memorerar den lätt med den klassiska ramsan O Be A Fine Girl/Guy Kiss Me, med ett tillägg från modern tid. De sällsynta O-stjärnorna är som man ser de hetaste och M-stjärnorna de svagaste. Indelningen görs finare med siffror, vilket gett solens spektralklassen G2. Ökad våglängd Ökad energi A B C D E F G H Väte Natrium Järn Väte Järn Kalcium 656 nm 486 nm nm Figur 3.9, spektra. Överst solspektrum från rött till violett med upptäckarens, Fraunhofers, beteckningar för några mörka linjer. Undertill några våglängder och de grundämnen i solfotosfären de kommer sig av. (A och B beror på absorption i jordatmosfärens syre.) Solen lyser som starkast i gult. Till höger hur absorptionsspektra uppstår. De vågade pilarna är ljus som träffar elektroner. Banorna motsvarar energinivåer kring kärnan för elektronerna. Här visas tre hoppmöjligheter utåt, två för för elektroner från den lägsta energinivån och en från den närmast högre. På 1800-talet kom för övrigt den pessimistiska förutsägelsen att vi aldrig kommer att få veta vilka ämnen som finns ute i universum, dit vi ju inte når. Sedan upptäcktes helium, först på solen, vilket gett ämnet sitt namn efter den grekiske solguden Helios. Och eftersom spektra över hela universum alltid kan återföras på vad vi kan observera på jorden finns det anledning generalisera och anta att samma naturlagar gäller överallt. För att se vad Hertzsprung-Russelldiagrammet kan användas till antar vi att en stjärna på huvudserien har identifierats som klass B8, med yttemperaturen grader enligt figur 3.8. Vi går ned till huvudserien, sedan ut till vänster och avläser luminositeten 100 Lsol. Stjärnan är så avlägsen att ingen parallax går att mäta, men vi har mätt den skenbara magnituden, d.v.s. hur starkt den ser att lysa. Så med den verkliga ljusstyrkan känd kan nu avståndet beräknas. På så vis är det möjligt att mäta stjärnavstånd över i stort sett hela Vintergatan med hjälp av Hertzsprung- Russelldiagrammet. Det gäller åtminstone för inte alltför ljussvaga stjärnor och är viktigt för kartläggningen av vår galax. Att en del av stjärnljuset kan absorberas och spridas på vägen så att stjärnan ser svagare ut än vad den är ställer till problem, men med kartläggningen också av gas och stoft mellan oss och stjärnorna kan man korrigera för det. 8

9 Helium Väte Natrium Väte Figur 3.10, stjärnspektra. Man ser t.ex. att den blåvioletta heliumlinjen är stark från spektralklasserna B till G, likaså vätelinjen i blågrönt. Natriumlinjen (egentligen en dubbellinje med två närliggande komponenter) syns tydligt från F0 och nedåt och den röda vätelinjen i mellanklasserna. Figur 3.11, Annie Jump Cannon, Cannon arbetade vid Harvard College University, där hon själv spektralklassificerade mer än stjärnor och lade grunden till det nuvarande systemet för spektralklassifikation. Hon blev tidigt nästan helt döv, troligen i samband med scharlakansfeber. 1933, vid sjuttio års ålder, utnämndes Annie Jump Cannon till professor, men hade redan då fått många hedesutmärkelser. Stjärnornas utveckling I Hertzsprung-Russelldiagrammet finns också röda stjärnor med stor luminositet, jättar och överjättar. Det ska vi studera här, men först lite om hur stjärnor blir till. I Vintergatan finns moln av gas och stoft, tätare på sina ställen och med mindre densitet på andra. Om ett sådant, redan tätt moln, påverkas utifrån, kanske av någon stötvåg i materian omkring, kan det börja dra sig samman ännu mer. Den ökande materiekoncentrationen ökar gravitationen i hela molnet så att det fortsätter med sammandragningen, ännu starkare gravitation och accelererad materiekoncentration. Molnet har typiskt en diameter på hundra ljusår och en begynnande masskoncentration i centrum, men också förtätningar på flera platser. I det första fallet bildar molnet en stjärna och i det senare flera. Då kan det bli en stjärnhop som 9

10 Plejaderna eller Krubban, men också tätt sammanbundna stjärnor i banor runt varandra. Dubbelstjärnor är därför vanliga av dem är Albireo i Svanen med en gul och en blå stjärna men det finns också trippel- och kvadrupelsystem. Vid sammandragningen ökar temperaturen, särskilt i centrum, och om den når upp till något tiotals miljoner grader kan kärnfusionen sätta igång, stjärnan tänder. Om temperaturen inte räcker till blir det ingen stjärna, utan en brun dvärg, en het kropp som efter hand svalnar till en svart dvärg. De syns inte, men måste vara mycket vanliga, så pass att de har föreslagits som kandidater till mörk materia. Men en närmare analys visar att de trots allt inte räcker långt till det. Figur 3.12, Orionnebulosan. Till höger hela nebulosan, 1350 ljusår avlägsen och 24 ljusår stor. (NASA). Överst ett område kring en nybildad stjärna (NASA/SOFIA/Pabst et al.) Ett intressant stjärnbildningsområde är Orionnebulosan, där 700 aktiva områden med stjärnbildning har identifierats, varav 150 med begynnande planetbildning, protoplanetära skivor. Bilden till höger i figur 3.12 visar hela nebulosan, med gasen och stoftet upplyst av heta, unga stjärnor. Till vänster en del av nebulosan med en nybildad stjärna. Innan en sådan stabiliserat sig sänder den ut starka stjärnvindar som i det här fallet bildat den mörka bubblan, ogenomtränglig för ljus. I det området kan inga stjärnor bildas, men kring kanten påverkar den moln intill och där händer det. Man identifierar stjärnbildningsområden genom den infraröda strålning de sänder ut p.g.a. upphettningen under sammandragningen. Vintergatans äldsta stjärnor är ungefär 12 miljarder år gamla. Räknar vi med 200 miljarder stjärnor blir antalet som bildats per år i medeltal 200 / 12, ungefär 17. Detta utan hänsyn till att många stjärnor har hunnit dö under tiden och att stjärnbildningen i början har varit snabb. Vi räknar nu med att det i genomsnitt bildas sju nya stjärnor i Vintergatan årligen. Stjärnan ligger inte på huvudserien medan den bildas, utan kommer dit efter att ha stabiliserat sig. Där stannar den och lyser med nästan konstant styrka tills vätet i centrum börjar ta slut, en tid som för alla stjärnor är mycket längre än tiden det tar att bildas. Tabellen ger några exempel. De svala M-stjärnorna har längre livslängd än universums ålder, solen nio miljarder år och de hetaste stjärnorna tar bara några miljoner år för att göra slut på sitt kärnbränsle. 10

11 Stjärntyp/stjärna Tid att bildas På huvudserien O Tabell 3.1. Solen Tider i år. M Figur 3.13, Pillars of Creation (NASA, ESA och the Hubble Heritage Team). Nebulosans pelare är 5 ljusår höga. Den ligger i en större, Örnnebulosan i stjärnbilden Ormen, 7000 ljusår bort. Den blå färgen kommer från syre, den röda från svavel och den gröna från väte och kväve. Gasen lyser av strålningen, den ultravioletta huvudsakligen, från heta, nybildade stjärnor i omgivningen. Låt oss se hur det kommer att gå för solen. Om fem miljarder år har så mycket av vätet i centrum förbrukats och blivit till helium att strukturen påverkas och solen sväller upp. Den är då tio miljarder år gammal och dubbelt så stor som nu. Temperaturen i mitten ökar och väte börjar i stället förbrännas i ett skal utanför centrum. (Fast kärnfusionen inte är förbränning i gammal bemärkelse syre plus något brännbart har den ändå fått det namnet.) Tid efter bildandet 4,5 miljarder år 10 miljarder år 12 miljarder år Röd jätte, storlek Solen nu gånger nuvarande Centrum Väteförbränning Väteförbränning Helium Helium- Stjärn- Jorden förbränning vind Väteförbränning 11 Figur 3.14, solens utveckling från huvudserien. Diametern är till slut ungefär lika stor som jordbanans. Solen fortsätter att svälla och eftersom det yttre lagret hålls in allt svagare börjar

12 det ge sig ut som en allt mäktigare stjärnvind. Vår stjärna håller på att bli en röd jätte med alltmer ökad luminositet. Den har nu vandrat uppåt i Hertzsprung- Russeldiagrammet där vi nu finner en annan röd jätte, Aldebaran. När solen blivit 12 miljarder år har den svällt upp till närmare 200 gånger nuvarande diameter och är lyser tusen gånger starkare än nu. Troligen omfattar den jorden, där sedan länge allt liv bör ha försvunnit. Väteförbränning pågår fortfarande i ett skal kring centrum, men där har temperaturen gått upp till 600 miljoner grader, mycket nog för heliumförbränning. Först går två heliumkärnor samman och bildar en av beryllium som strax träffas av en tredje heliumkärna i trippelalfaprocessen. (Heliumkärnan betecknas ofta som alfapartikel.) Räknar man samman protoner och neutroner blir det sex av varje, d.v.s. en kolatom. Kanske kan fusionsprocesserna fortsätta genom att att helium- och kolkärnor går samman till syre, men det är inte säkert att temperaturen räcker till, utan att större ursprungsmassa än solens måste till. I vilket fall som helst är allt kärnbränsle i solens centrala delar snart slut och utanför räcker temperaturen inte till för väteförbränning. Så länge solen var i jämvikt balanserades gravitationen inåt av ett strålningstryck utåt; man kan säga att det var trycket från den utgående strålningen som hindrade solen från att falla samman p.g.a. gravitationen. Utan kärnreaktioner ingen strålning, så nu faller solen samman av sig själv, den kollapsar. Kollapsen slutar med att det som är kvar av solen krympt till jordens storlek. Då är densiteten tio miljoner kilo per kubikmeter, något som skulle få ett lokomotiv att få plats i en tesked. Tyngden av det som faller in mot centrum är så stort att elektronerna inte kan hålla till på sina vanliga energinivåer kring atomkärnorna, utan bildar en tät gas, blandad med kärnor. Solen har blivit en vit dvärg. Den lyser fortfarande, med en yttemperatur på uppåt 50 tusen grader. Någon inre energikälla finns visserligen inte längre, men en hel del värmeenergi finns kvar, som ökats av rörelseenergin hos allt det som fallit in. Så den vita dvärgen kommer att lysa mycket länge till medan den ständigt, sakta svalnar till en mörk klump materia. Figur 3.15, Ringnebulosan i Lyran. (NASA, ESA and the Hubble Heritage team.) Avstånd ca 2000 ljusår. Bilden visar inte de färger man direkt ser i teleskop utan är färglagd: Mörkt blått: Helium Ljust blått: Väte,syre Rödaktigt: Kväve, svavel De planetariska nebulosorna har fått sitt rätt oegentliga namn av att de, i motsats till stjärnor, inte är punktformiga utan bildar små skivor på himlen, inte olikt planeterna. Ringnebulosan syns också i små teleskop. 12

13 Man hittar de vita dvärgarna under huvudserien i Hertzsprung-Russelldiagrammet, men inga av dem syns för blotta ögat. Den första som upptäcktes var Sirius B, en kompanjon till Sirius och som från början har varit en sollik stjärna, en dubbelstjärna tillsammans med Sirius A. UV-strålningen från den vita dvärgen får den omgivande, utkastade materian att lysa och bilda en planetarisk nebulosa. Strålningstrycket från den vita dvärgen skingrar efter hand skalet, som försvinner ut i rymden och lämnar den vita dvärgen ensam kvar. Som figur 3.15 visar finns i skalet kring den vita dvärgen också kväve och svavel. De ämnena kan inte bildas i solen, utan Ringnebulosans stjärna måste från början ha varit större, så om solen också kommer att kunna bilda en planetarisk nebulosa anses osäkert. Det är möjligt att Sirius B kommer att gå ett våldsamt öde till mötes. När Sirius A börjar få ont om bränsle kommer den också utvidga sig och avge stjärnvind, men mycket mer än solen; den blir en överjätte. Dvärgstjärnan kan dra till sig en del av det som kastas ut och på så vis öka sin massa. Det gör den upp till 1,4 solmassor, (Chandrasekharmassan efter den indisk-amerikanske astrofysiker som först beräknade den), men då blir tyngden för stor och leder till ännu en kollaps. Som vi sett har det bildats kol av stjärnans helium, så mycket att den vita dvärgen i hög grad består av kol. Vid en kritisk temperatur på 600 miljoner grader kan kolatomkärnor gå samman när de kolliderar med varandra, något som inträffar vid kollapsen, samtidigt i hela stjärnan. Energiutvecklingen blir på ett ögonblick så stor att allt exploderar i en kolbomb som inte lämnar något kvar på platsen, stjärnan finns inte mer. I en supernova som denna går den totala luminositeten går upp till tio miljarder gånger solens så att den under några månader kan stråla som en hel galax. a b Figur 3.16, supernovor. Båda av typ Ia. a) Supernovan RCW86 (NASA/CXC/SAO, ESA och NASA/JPL-Caltech/B. Williams (NCSU). Den betecknas också SN185. Färgerna pålagda. b) Galaxen NGC4526 med supernovan 1994D (High-Z Supernova Search Team HST, NASA) År 185 observerades kinesiska astronomer en gäststjärna åt alfa Centaurihållet. Den lyste i åtta månader för att sedan försvinna för gott, men tack vare den noggranna positionsbeskrivningen har det gått att identifiera vad som hände. Det var en explosion enligt ovan, på nio tusen ljusårs avstånd, en supernova och den första som rapporterats. Platsen var mitt av bilden i figur 3.16a (där alltså ingenting av 13

14 dvärgstjärnan finns kvar). De blå och röda områdena är rester av stjärnan, observerade i infrarött och i röntgenområdet av rymdteleskop. På de niotusen åren sedan händelsen har explosionen fört ut materialet till en storlek av 50 ljusår. Den här sortens supernova, med en vit dvärg som ursprung, betecknas som typ Ia. Den som Tycho Brahe såg i Cassiopeja och 1572 och gjorde honom berömd var av samma sort. Figur 3.16b visar en annan, 55 miljoner ljusår avlägsen i Jungfruns stjärnbild. Som den fjärde observerade supernovan år 1994 betecknas den SN1994D. Den snabba övergången till kritisk temperatur vid samma utgångsmassa, 1,4 solmassor, för alla utbrott av typ Ia gör att de alla strålar lika starkt; de är en slags standardljuskälla. Därför kan avståndet beräknas så snart den skenbara ljusstyrkan mätts upp, dessutom, på grund av styrkan, över i stort sett hela det synliga universum. Det är supernovorna av typ Ia som visat att universum expanderar snabbare än vi trott, vilket verkar bero på en gåtfull mörk energi. År 1054 rapporterades ännu en gäststjärna från Kina, nu i Oxens stjärnbild, och syntes i ett par månader, också mitt på dagen. Den bör även ha synts i Europa, men enligt gällande dogm här dåförtiden skulle inget sådant kunna hända, så man måste ha föredragit att inte se något. Också den här supernovan har kunnat identifierats, Krabbnebulosan. Figur 3.17, Krabbnebulosan (NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)). Bilden är en komposition av bilder från Hubbleteleskopet i flera våglängder med färger insatta. Orange: Väte Blått, rött: Syre Grönt: Svavel Det blå alldeles i mitten kommer från elektroner som rör sig runt neutronstjärnans magnetfält i nära ljusfart. Nebulosans avstånd är 6500 ljusår och dess diameter 10 ljusår. Den syns också i små teleskop. I stjärnor med mer än fyra till åtta solmassor blir temperaturen inne så hög att kol också kan bilda högre grundämnen i fusionsreaktioner. Då kan det bildas syre, neon, magnesium, kisel och många andra av dem vi känner till. Alla reaktionerna ger energi, men allt mindre högre upp i grundämnesserien. Det slutar med järn, därefter krävs energi, vilket betyder att atomkärnor av högre grundämnen som bildas snabbt sönderfaller. Vid det här laget har stjärnan blivit en överjätte med en diameter tusenfaldigt större än solens. Betelgeuse i Orion är ett exempel. Den får till slut en skalstruktur 14

15 med ökad temperatur inåt och grundämnen med allt tyngre kärnor som kräver högre temperatur för att bildas. Innerst finns järn. Utanför sker fusionsprocesser i de olika skalen, men allt långsammare. När de slutar försvinner strålningstrycket som balanserar gravitationen och stjärnan kollapsar snabbt i fritt fall. Eventuellt sätter explosiv kolförbränning in också här. Väteförbränning Väte, helium Heliumförbränning Kolförbränning Syreförbränning Figur 3.18, huvuddragen av den slutliga strukturen i en massrik stjärna. Förbränning av neon till magnesium m.m. Kärna av järn Figur 3.19 visar resultatet. Först når stjärnans inre delar den kompakta kärnan. Dit in kommer de inte, utan studsar ut och möter stjärnmateria utifrån, i fritt fall inåt. Resultatet är en gigantisk stötvåg som spränger stjärnan, vi har ett utbrott av en supernova, typ II. a b c Figur 3.19, supernovaexplosion av typ II. c visar också gammastrålning och neutriner. Antalet stjärnor med tillräcklig massa är litet, så antalet supernovautbrott i Vintergatan uppskattas bara vara ett på tre århundrade. Deras upphov, heta, blå stjärnor, ligger mest i Vintergatsplanet där de skyms för oss av gas och stoft. Vi får bara se i genomsnitt ett supernovautbrott på 300 år, den senaste SN1674, Keplers nova. I andra galaxer syns de oftare och studeras flitigt. Supernovautbrott tillhör universums mest dramatiska händelser med en energi som är större än vad solen åstadkommer på fyra miljarder år. I själva stjärnan bildas bara grundämnena upp till järn, men i själva utbrottets häftiga energiutveckling kommer alla de andra till, som koppar, silver, tenn, jod, kvicksilver, bly, 15

16 uran. De sprids ut i rymden och blir del av nya generationer av stjärnor och solsystem. Häromkring räknar vi med ett tjugotal supernovor under årmiljarderna, utbrott som vi har att tacka för kolet, syret m.m., d.v.s. för att vi finns. Å andra sidan skulle ett supernovautbrott i närheten radera ut allt liv på jordens yta, men ingen kandidat finns tillräckligt nära. En del av den kosmiska strålning som ständigt träffar oss kommer från supernovor och absorberas till stor del av atmosfären. I kollapsen blir centrum av järn kvar, men elektronerna kan inte bilda en gas kring atomkärnorna som i vita dvärgar, utan går in i dem. Där förenas de med protonerna till neutroner; elektronens negativa laddning går ju jämn upp med protonens positiva till en neutral partikel. Det som återstår av stjärnan är i stort sett en klump neutroner, en neutronstjärna. Den har krympt till tjugo kilometers storlek och har densitet som atomkärnor, kg/m 3. Det skulle få hela Mount Everest att få plats i en tesked gjorde den engelska radioastronomen Jocelyn Bell en sensationell upptäckt, mycket regelbundna radiosignaler som säkert inte kom från jorden. Snabbt kom tidningsspekulationer om utomjordiska civilisationer. Så fann man snart att det inte låg till, utan att det var radiosignaler från något astronomiskt objekt som en journalist på the Daily Telegraph snabbt döpte till pulsar, Pulsating Radio Source. Figur 3.20, Jocelyn Bell 1967 och en konstnärs bild av en pulsar (NASA). Bell gjorde upptäckten då hon som doktorand gick genom utskrifter av signaler från radioteleskopet. Det blev dock hennes handledare, professor Anthony Hewish, som fick Nobelpriset för den epokgörande upptäckten, något som har diskuterats. Den ursprungliga stjärnan hade liksom solen ett magnetfält som blev kvar, koncentrerat, i neutronstjärnan. De blå bågarna på pulsarmodellen i figur 3.20 visar fältet. Längs det och kring fältlinjerna rör sig fria elektroner ut i nära ljusets fart och bildar två lober längs stjärnans magnetiska nord-sydaxel. Neutronstjärnan har inte bara kvar sitt ursprungs magnetfält utan också rotationen, starkt ökad. Den fungerar som ett kosmiskt fyrtorn. Sveper loberna över jorden under rotationen kan vi ta emot radiostrålningen, vilket är vad Jocelyn Bell upptäckte. Nu har många pulsarer upptäckts, de snabbaste roterande med tusen varv per sekund. Neutronstjärnan i Krabbnebulosans visade sig snart också vara en pulsar och roterar trettio varv per sekund. 16

17 Det är möjligt att stjärnorna med allra störst massor, kanske över femtio solmassor, kollapser längre än till att bli neutronstjärnor och slutar som svarta hål. Ett annat tänkbart scenario med ännu våldsammare förlopp än hos supernovor finns också. Det är stjärnor med från början mer än hundra solmassor eller mer som skulle ha kunnat bildats tidigt i Vintergatans historia, första generationens stjärnor. De skulle brinna ut på några få miljoner år och explodera som hypernovor. Vintergatan Tack vare radioastronomin har det varit möjligt att kartlägga Vintergatans struktur med sina spiralarmar. I dem finns stoftkorn av någon tusendels millimeters storlek, alldeles lagom för att hindra ljus att komma genom, särskilt från de centrala delarna. Redan i infrarött går det bättre och ännu bättre på radiovåglängder. Figur 3.21a visar resultatet. Vintergatan är en spiralgalax med ett något avlångt centrum, en stavspiral. Bland stjärnorna i spiralarmarna överväger de blå, medan centrum domineras av röda stjärnor. Solen ligger halvvägs ut, i Orionspåret 25 tusen ljusår från centrum. Scutum-Centaurusarmen Diffus halo * a b * Klothopar * * * * * * * * * * Tunna Bulgen * skivan * * * Orionspåret Perseusarmen ljusår Figur 3.21, Vintergatan. a) Modell med namnen på ett par spiralarmar. Solen befinner sig i Orionspåret tillsammans med stjärnor i Orion. b) Vintergatan från sidan. Den centrala utbuktningen brukar anges med sitt engelska namn, bulgen. Hela Vintergatan roterar - på bilden medurs - med minskad fart utåt, vilket bidrar till att de yttre delarna sackar efter så att armarna vrids. En jämförelse med solsystemet är intressant. Både det och Vintergatan bildades av moln som roterade, med avplattning som följd. I solsystemet roterar den innersta planeten, Merkurius, i 48 km/s och den yttre, Neptunus, i 5,5 km/s. Men Vintergatan, där farten runt på solens avstånd är 200 km/s, minskar farten ut till kanten bara till 150 km/s. En anledning är att solsystemet domineras av solen, vars påverkan på rörelserna 17

18 snabbt minskar utåt (med kvadraten på avståndet) medan gravitationen i Vintergatan sätts samman av den från alla stjärnor och allt stoft och gas. Det gör fartminskningen utåt mindre. Men det räcker inte, utan för att förklara de uppmätta farterna krävs fyra gånger så mycket materia än det vi finner. Många kandidater har prövats, men ingen räcker till, utan det måste finnas mer av något vi inte vet mycket om. Det är mörk materia, mörk i den meningen att den visserligen bidrar till gravitation precis som annan materia, men annars inte samverkar med den, sänder ut eller absorberar strålning. Av Vintergatans totala materia är alltså bara en femtedel av den bekanta sorten, vad resten är har vi igen aning om. Observationer av andra galaxer visar samma förhållanden där. Mycket är ovisst om hur Vintergatan bildades, men säkert började stjärnor lysa redan ett par hundra miljoner efter Ursmällen. Eftersom man hittar så gamla stjärnor i centrum och i halon bör de områdena ha bildats tidigt. Stjärnorna är rödaktiga, som bilder också visar. I halon finns också ett par hundra klothopar, klotformiga stjärnsamlingar med hundratusentals stjärnor i. De ligger inte i Vintergatsplanet, utan rör sig i alla möjliga banor i halon. Det är också i halon som den mörka materian tros finnas. En anledning till det är beräkningar som visar att Vintergatan kunde bildas tack vare den mörka materian, som inte heller skulle bli avplattad utan bilda ett sfäriskt område. Ett problem med den mörka materian är ändå att vi inte hittar den i solsystemet eftersom dess gravitation annars borde påverka planeternas rörelser. Figur 3.22, klothopen i Herkules (NASA). Den har beteckningen M13 i Messiers katalog. Hopen, på avståndet ljusår, har magnituden 5,8 och är alltså under goda omständigheter möjlig att se med blotta ögat. Diametern är 145 ljusår och stjärntätheten hundra gånger större än i solens närhet. I halon och i centrum finns inte mycket gas och stoft kvar att göra stjärnor av. Troligen bildades skivan senare, i varje fall finns där gott om material till nya 18

19 stjärnor. Många är unga, blå, vilket gett skivan sin färg, detta särskilt i den tunna skivan, bara ett par tusen ljusår tjock. Där ligger solen, en relativ nykomling i Vintergatan med sina fyra och en halv miljard år. I figur 1.6 syns två diffusa föremål strax under Vintergatans centrum, det stora och det lilla Magellanska molnet. De är satellitgalaxer till Vintergatan, och ljusår avlägsna. De är små, oregelbundna, galaxer. Deras form påverkas av Vintergatan eftersom de ändå är så pass stora att Vintergatan drar olika mycket i olika delar av molnen. Det är s.k. tidvattenkrafter, principiellt samma som dem mellan jorden och månen. Båda Magellanska molnen kommer så småningom att bli delar av Vintergatan. Figur 3.23 visar en annan satellitgalax till Vintergatan, dvärggalaxen i Skytten. Den är mycket ljussvag och upptäcktes inte förrän Galaxen går i en bana kring Vintergatan som skär skivan som galaxen passerar några hundra miljoner års mellanrum. Under gångna passager har den troligen lämnat gas och stoft till skivan och själv påverkats starkt a Figur 3.23, satellitgalaxer till Vintergatan (NASA). Till vänster stora Magellanska molnet, till höger dvärggalaxen i Skytten, Det stora Magellanska molnet syns tydligt utan hjälpmedel söder om latituden 15 nord. Det har fått namn efter sjöfararen Ferdinand Magellan som såg det under sin världsomsegling Figur 3.24a visar området kring Vintergatans centrum, med en stjärntäthet som vida överträffar den i solens närhet och en radiokälla, Sagittarius A * (Sgr A * ). Den har en utsträckning som är mindre än jordens omloppsbana kring solen, vilket inte hade varit så egendomligt om den inte också hade innehållit materia motsvarande fyra miljoner solmassor. Visserligen skulle rent geometriskt så många solar få plats, men enligt det vi vet om stjärnor är detta omöjligt och inget annat fenomen som var känt fram till 1970-talet kunde heller förklara den enorma masstätheten. Fast möjligheter hade funnits. Sedan Newton publicerat sin teori om gravitationen i början av 1700-talet var det möjligt att beräkna flykthastigheten från jorden, 11 km/s. Krymper jorden koncentreras gravitationen, flykthastigheten ökar och om det skulle vara möjligt att krympa vår planet till en vindruvas storlek hade flykthastigheten blivit km/s. Det är den som ljuset har och som då med knapp nöd hade kunnat lämna jorden. 19

20 3 ljusår a b Figur 3.24, Vintergatans centrum, (SuW) a) Området kring Sagittarius A *. Sidan är tre ljusår. Bilden tagen i infrarött. b) Stjärnbanor kring Sgr A *, storlek ca 0,2 ljusår. Det fick en djupare innebörd med Einsteins allmänna relativitetsteori 1915, som är en teori om gravitationen. Vid sådana förhållanden som vi är vana vid kan Newtons lagar användas, men i mer extrema sammanhang eller ibland för särskilt stor noggrannhet fungerar det inte, utan den Einsteinska teorin måste användas. Den har också testats många gånger och alltid visat sig stämma. Teorin visade visserligen snart att svarta hål vore en möjlighet, men ingen tänkte sig att så extrema föremål verkligen skulle finnas. Det var en inställning som började ändras sedan neutronstjärnorna upptäckts, visserligen inte så extrema som svarta hål, men en bit på vägen. Fram emot 1970-talet var emellertid saken klar och en av de aktiva forskarna gav föremålet namnet det nu har. Händelsehorisont a b Schwartzcshildradie Singularitet Figur 3.25 svart hål. Till höger svart hål som gravitationstratt. När det gäller svarta hål är begreppet flykthastighet egentligen tveksamt, men i vilket fall som helst finns ett område från vilket ingenting kan slippa ut. Om det svarta hålet inte roterar är det en sfär vars radie är Schwartzchildradien. Den ökar med massan: 20

21 Jorden Solen Vintergatans svarta hål Schwartzchildradie 9 mm 3 km 0,1 ua Med hjälp av massan och volymen kan man räkna ut en medeldensitet. Men den säger inte mycket och är inte särskilt stor på grund av massans fördelning i det svarta hålet. Teorin säger nämligen att hela massan finns i en punkt mitt i och att den punkten är oändligt liten. Det gör densiteten i punkten oändligt stor, en orimlig situation; punkten är en singularitet. En del av dilemmat är förstås vi inte har någon möjlighet att se in i det svarta hålet för att kontrollera hur det ligger till, så vi vet strängt taget ingenting om det som finns innanför händelsehorisonten. Det är enligt relativitetsteorin som massan hamnar i en oändligt liten punkt, men kvantfysiken säger å andra sidan att det är omöjligt, d.v.s. att materian måste vara utspridd. För att få det att gå ihop har man länge försökt förena de båda teorierna Einstein fram till sin död 1955 men hittills utan nämnvärda resultat. I trettio år har strängteorin varit en kandidat. Där föreställer man sig alla partiklar som svängande strängar, men det har inte kommit fram något som går att testa och många menar nu att strängteorin är en återvändsgränd. En annan sak som verkar orimlig med svarta hål, men som visat sig stämma, är själva tiden. Ett tvillingpar, Karl och Ada, får var sin likadan, noggrann klocka när de fyller tjugo. Sedan ger Ada sig iväg mot ett svart hål där hon stannar ett tag. Hon kommer hem igen på sin 21-årsdag och finner att Karl fyller 22. Hennes klocka har gått långsammare än Karls, hälften så fort. Ändå har hon inte märkt något speciellt; pulsen har varit som vanligt enligt klockan och en noggrann hälsokontroll visar att Ada åldrats ett år. Men samtidigt har Karl åldrats två år. Detta enligt teorin om svarta hål och om gravitationen i allmänhet. Det är inte klockan som påverkas, utan själva rymden och tidens gång där. Det är inte något vi är vana vid, men det är ändå viktigt i vår vardag. Uppe där GPS-satelliterna går är gravitationen lite svagare än här nere så att klockorna där går snabbare, liksom Karls klocka i förhållande till Adas. Därför måste GPS-satelliternas klockor justeras en aning för att gå i takt med våra, annars hade vi fått fel positioner. För att se vad det betyder för observationer av svarta hål antar vi att någon kokar ägg i närheten. En radiosignal skickas till jorden när kokningen startar och fem minuter senare, när äggen är som de ska vara, en signal till. Efter ett tag kommer radiosignalerna fram till jorden, där det tar en kvart mellan dem. Kocken tar sig sedan lite närmare det svarta hålet, där han gör om proceduren, men nu tar det en timme mellan radiosignalerna på jorden. Så fortsätter det. Ju närmare händelsehorisonten vår kock kommer desto långsammare går alla processer där och när han tänker vi oss är precis på händelsehorisonten tar det oändlig tid på jorden innan den andra radiosignalen kommer fram. Det vill säga: vi ser det inte! Apropå figur 3.25: Gravitationstratten till höger visar hur materia som hamnar i tratten ohjälpligt dras till det svarta hålets centrum längst in. Men så skulle det kunna komma ut i undre tratten, ett vitt hål, någon annanstans i universum. Men det är bara en hypotes. 21