33 Dopplereffekten Alla har vi erfarit, att ljudsignalen från ett utryckningsfordon ändrar ton, dvs. frekvens, då det passerar förbi oss. Källan utsänder vågor med en konstant frekvens. Om källan närmar sig observatören, kommer vågorna att träffa denne oftare: frekvensen blir större och våglängden mindre. Om källan fjärmas, blir frekvensen mindre och våglängden större. Denna effekt förklarades 1842 av den österrikiske fysikern Christian Doppler (1803 1853) och går sålunda under namnet Dopplereffekten. Han härledde formler, som bl.a. anger hur våglängdsändringen beror av källans hastighet. 1868 tog Huggins upp spektrum från Sirius och fann, att alla spektrallinjer var förskjutna lika mycket åt spektrums röda kant. Genom att mäta upp våglängdsförskjutningen beräknade han, att Sirius rörde sig bort från oss med 47 km/s. Naturligtvis rör sig en stjärna inte rakt mot eller från oss. Den rör sig i en tredimensionell värld med hastigheten v, som kan uppdelas i en radiell hastighet v r och en transversell hastighet v t. Den sistnämnda kan beräknas ur parallaxen och egenrörelse. Därmed är stjärnans verkliga hastighet och riktning bestämd. 1997 beräknade astronomerna, att en ljussvag röd dvärg på avståndet 63 ly rör sig mot oss med hastigheten 14 km/s. Om en miljon år kommer den att passera oss på ett avstånd av ett ljusår. Mer viktigt är att den kan rycka loss några kometer från det Oortska molnet utanför vårt planetsystem så att de störtar ned på jorden. En del astronomer tror, att något liknande inträffade för 65 miljoner år sedan, då dinosaurierna försvann. Öppna stjärnhopar De gasmoln ur vilka stjärnorna föds ger ibland upphov till tio- eller hundratals stjärnor, en öppen stjärnhop. Visserligen förflyter det en miljon år mellan den först och den sist födda stjärnan, men i jämförelse med den tid stjärnorna lever på huvudserien är detta en försumbar tid. Man kan alltså anse, att stjärnorna i en stjärnhop är födda samtidigt. Den mest kända öppna stjärnhopen är Plejaderna med en ålder av 60 miljoner år. För att skilja stjärnor i en stjärnhop från övriga stjärnor studerar man deras egenrörelse. Stjärnorna i en stjärnhop är fysiskt förbundna med varandra och hålls samman av den ömsesidiga gravitationen och rör sig därför i stort sett med samma fart och i samma riktning. Om man plottar de enskilda stjärnornas hastigheter, kommer hastighetspilarna att konvergera mot eller divergera från samma punkt. Samma effekt upplever man, när man iakttar en rak väg med telefonledning: Alla linjer är i verkligheten parallella men tycks konvergerar mot en punkt.
34 Tyvärr är endast ett fåtal öppna stjärnhopar tillräckligt nära för att man skall kunna bestämma konvergenspunkten med någon större noggrannhet. Den allra bästa är Hyaderna i Oxens stjärnbild, som omfattar 300 stjärnor. Om man känner medlemmarnas rörelse i rymden både i radiell och tangentiell led, kan man bestämma avståndet till Hyadernas centrum. Avståndsmätningen till Hyaderna är en viktig grundpelare för avståndsbestämning i första hand i Vintergatan, men i förlängningen även till andra galaxer. Om man nämligen vet avståndet, vet man även absoluta magnituden för alla dessa enskilda stjärnor, som ligger utefter huvudserien i HR-diagrammet. 1908 gjordes det första försöket att bestämma avståndet till Hyaderna. Sedan dess har många bestämningar utförts. Satelliten Hipparcos studerade 218 stjärnor i Hyaderna och bestämde avståndet till 151. 1± 0. 88 ly. Anpassning till huvudserien Perspektivmetoden fungerar endast för de närmaste stjärnhoparna. Vi kan dock fortfarande se stjärnor i långt bort belägna stjärnhopar och vi kan ta upp deras spektra. I ett diagram kan vi avsätta visuella apparenta magnituden mot färgindex. Diagrammet visar detta för Plejaderna. Diagrammet har stor likhet med HRdiagrammet. Det är ingen tillfällighet, ty bandet av stjärnor, som sträcker sig snett uppåt vänster är i själva verket stjärnhopens huvudseriestjärnor. Det beror på att alla stjärnor i hopen har samma avstånd till oss. Skillnaden mellan varje stjärnas apparenta och absoluta magnitud är konstant. Om man anpassar hopens färg-magnitud-diagram till ett HR-diagram så att hopens stjärnor faller utefter huvudserien, kan man avläsa magnitudskillnaden utefter vertikala axeln, varefter avståndet lätt beräknas med härledda formler. Även stjärnhopens ålder kan bestämmas med denna metod. Efter en lång tid på huvudserien kommer stjärnorna att förflytta sig uppåt och framför allt åt höger och utvecklas till jättar. Ju större massa stjärnan har, desto högre upp på huvudserien ligger den, och desto snabbare utvecklas den från huvudserien. Ju äldre en hop är, desto fler tunga stjärnor har blivit jättar, och desto längre ned på huvudserien finns den punkt, där medlemmarna just börjar vika av åt höger.
35 Vintergatan Om du bor i en stad, är du lycklig om du kan se ett tiotal stjärnor, men en stjärnklar natt på landsbygden kan du se närmare 3000 stjärnor. Du kan då även se ett band av 'mjölkvitt' ljus, som sträcker sig över himlen. Grekerna benämnde detta ljusband kiklos galaxias från deras ord gala, som betyder mjölk. På latin blev det via lactea och på engelska Milky Way, medan vi kallar bandet Vintergatan. 1750 gav den engelske filosofen Thomas Wright (1711 1786) ut ett verk om universum i vilken han framställde Vintergatan som en plan skiva av stjärnor med solen i centrum. Den tyske filosofen Immanuel Kant (1724 1804) läste hans verk. Eftersom han var en god matematiker, omformulerade han Wrights idéer i en mer vetenskaplig stil. 1755 gav han ut sin version, som egentligen inte skilde sig från Wrights. William Herschel önskade registrera alla stjärnor genom att ange deras lägen i ett tredimensionellt rum, men han kunde ju inte bestämma avståndet till dem. För att lösa problemet föresatte han sig att i stället göra en statistisk analys av en stor samling stjärnor. Han gjorde därvid tre antaganden, som förhoppningsvis skulle leda till ett mått på stjärnsystemets utsträckning. I. Stjärnorna är mer eller mindre lika fördelade genom rymden, dvs. lika rymdvolymer innehåller lika många stjärnor. II. Stjärnorna har mer eller mindre samma inre ljusstyrka och att inget ljus absorberas på dess väg genom rymden. III. Hans teleskop kunde tränga fram till stjärnsystemets bortre kant. Eftersom han inte kunde räkna alla stjärnor, indelade han himlen i cirkulära fläckar av en fjärdedels fullmånes storlek. 1785 publicerade han resultaten av stjärnräkningarna från 683 områden fördelade över hela himlen. Senare tillade han ytterligare 400 områden. Herschel var säker på att han skulle erhålla information om stjärnsystemets storlek och form. Antag nämligen att solen var centrum för en sfärisk fördelning. I så fall skulle han erhålla samma antal stjärnor i varje riktning. Om å andra sidan Wright och Kant hade rätt, skulle han erhålla fler antal stjärnor, om han tittade längs skivans plan än vinkelrätt däremot. Herschel fann, att de olika områdena av himlen innehåller mycket olika antal stjärnor. Han kom fram till att stjärnorna bildar ett slutet system i form av en lins. Han placerade solen i närheten av dess mitt. Han kom fram till samma resultat som Wright och Kant, men hans modell grundades på hårt observationsarbete till skillnad från filosofernas spekulationer. Till grund för Vintergatans utsträckning och tjocklek använde han Newtons värde på avståndet till Sirius som ett mått på medelavståndet mellan stjärnorna. Herschel visste på förhand, att hans antagande skulle kunna vara fel. Hans egna arbete om dubbelstjärnor kullkastade antagandet om stjärnors lika ljusstyrka. Han fann många stjärnhopar med hundratals ljussvaga stjärnor inom en liten begränsad del av himlen, vilket tydde på en olikformig fördelning. Mot slutet av sitt liv medgav han, att hans modell av Vintergatan var ohållbar. Dock var han först med ett försök att mäta Vintergatans storlek. Hundra år efter Herschels död var fortfarande denna statistiska metod den enda metod att få grepp om Vintergatans storlek. Metoden kulminerade i ett arbete av den tyske astronomen Hugo von Seeliger (1849 1924) och den holländske astronomen Jacobus Kapteyn (1851 1922). Båda hade tillgång till de detaljerade stjärnkataloger, tillkomna på 1800-talet. Dessa in-
36 nehöll information om läge och apparent magnitud för hundratusentals stjärnor. Den mest omfattande var Bonner Durchmusterung des Nordlichen Himmels från år 1861. Seeliger medgav, att alla ljusstyrkor är möjliga, men att inom en given volym är spridningen i ljusstyrkan densamma. Med andra ord innehåller två lika stora volymer i genomsnitt lika många stjärnor av magnituden ett, lika många stjärnor av magnituden två, osv. Vidare tycktes det troligt, att i en given volym finns det fler ljussvaga stjärnor än ljusstarka. Han var en mycket duktig matematiker, som ställde upp komplicerade funktioner för stjärntätheter och ljusstyrkor. Efter 20 års arbete publicerade han 1920 sin slutgiltiga modell av Vintergatan: ett ellipsoidiskt stjärnsystem 33 000 ly långt och 6 000 ly tjockt. Kapteyn var mer utåtriktad och hade kontakter med observatorier runt om i världen. Han hade därför tillgång till mer data vad beträffar stjärnors positioner, magnituder och egenrörelser. Han tillbringade åtskilliga år med att analysera dessa data i försök att få fram avståndet till liknande grupper av stjärnor. 1901 publicerade han ett första utkast till en modell av Vintergatan. Hans slutgiltiga modell kom även den 1920. Kapteyns universum var 60 000 ly långt och 8 000 ly tjockt, dvs. större än Seeligers. Både Seeliger och Kapteyn antog att det inte fanns någon gas eller stoft i interstellära rymden. Om stoft fördunklade ljuset från stjärnorna, skulle deras storleksberäkningar fordra en radikal revision. Variabla stjärnor, cepheider 1596 observerade den tyske astronomen David Fabricius (1564 1617) stjärnan ο Ceti (Valfisken), men året därpå var den försvunnen. Han trodde sig ha observerat en nova, men den visade sig igen. Astronomerna kunde senare konstatera, att stjärnan varierar sin ljusstyrka under en elvamånadersperiod. Stjärnan fick namnet Mira, 'den mirakulösa'. Den blev prototypen för en klass stjärnor, Miravariabler, som ändrar sin ljusstyrka över en lång tid, 100 till 700 dygn. Under år 1784 observerade engelske astronomen Edward Pigott (1735 1825) flera stjärnor, som varierade sin ljusstyrka med en periodicitet av storleksordningen dygn. Hans medarbetare, den dövstumme John Goodricke (1764 1786), studerade mer ingående den variabla stjärnan δ Cephei (Kefeus) under 100 nätter. Han fann, att ljusstyrkan ökade snabbt under 1 d 14 h 30 m för att sedan långsamt avta under 3 d 18 h 17 m. Magnituden ändrades härvid 0.86 enheter, vilket innebär att maximala ljusstyrkan är ungefär dubbelt så stor som den minimala. Tyvärr tålde Goodricke inte nattkylan utan insjuknade och dog. Eftersom δ Cephei var den första variabla stjärna, som studerats ingående, kom liknande variabler att ingå i en klass benämnd cepheider. Någon förklaring till detta pulserande gavs först 1894 av den ryske astronomen A. A. Belopolsky (1854 1934). Genom att studera doppleref-
37 fekten kunde han konstruera radiella hastighetskurvor, ur vilka han beräknade stjärnornas radier. Sålunda varierar δ Cephei sin radie mellan 23 och 26 solradier, dvs. stjärnan är en jätte. Den slutgiltiga förklaringen kom först på 1960-talet. Nu vet vi, att cepheiderna befinner sig i ett smalt område i HR-diagrammet mellan huvudserien och området för röda jättar. För dessa stjärnor medverkar jonisationen av väte och helium till en instabilitet, som leder till pulsationer. Detta tillstånd kan vara i miljontals år. Stora Magellanska molnet Lilla Magellanska molnet Amerikanska astronomen Henrietta Leavitt (1868 1921) studerade fotografier av de Magellanska molnen. Dessa två moln, numera en typ av galaxer, upptäcktes 1521 av den förste europeiske världsomseglaren Ferdinand Magellan. För blotta ögat ser de ut som mjölkvitt ljus, men i ett teleskop ser man en otalig mängd stjärnor. Leavitt sökte efter cepheider och 1907 publicerade hon data om 16 cepheider ordnade efter växande periodicitet. Det visade sig då, att de även blev ordnade efter växande ljusstyrka. Därmed hade hon funnit den s.k. period-luminocitetsrelationen. Eftersom samtliga stjärnor befinner sig på samma avstånd, hade hon funnit en relation mellan perioden och absoluta magnituden. 1912 kompletterades materialet med ytterligare några cepheider. För att kunna bestämma avståndet till cepheiderna återstod det, att finna det matematiska sambandet mellan perioden och absoluta magnituden genom att kalibrera mot kända cepheider. 1913 fann Hertzsprung, att en cepheid med absoluta magnituden 2.3 har en period av 6.6 dygn. Materialet var dock litet varför amerikanske astronomen Harlow Shapley (1885 1972) fortsatte Hertzsprungs påbörjade arbete.
38 Klotformiga stjärnhopar Franske astronomen Charles Messier (1730 1817) ägnade sitt liv åt att söka efter kometer. För att undvika att förväxla dem med andra diffusa objekt sammanställde han 1781 en lista med 107 nebulosor 1 och stjärnhopar. Hans numrering används än i dag. Sålunda är M42 Orionnebulosan och M31 Andromedagalaxen. Sedan dess har astronomerna registrerat omkring 160 klotformiga stjärnhopar i Vintergatan. Vi vet nu att dessa utgör grupperingar av hundratusentals stjärnor packade över ett sfäriskt område med 30 ly:s diameter. Ljuset domineras av gamla stjärnor, som bildats tidigt i Vintergatans historia. Shapley började studera dessa klotformiga stjärnhopar i hopp om att kunna beräkna avståndet till dem och sålunda lära sig något om hur de är fördelade inom Vintergatan. Han fann först avståndet till tre stjärnhopar, ω Centauri, M3 och M15, genom att upptäcka cepheider i dessa samt använd nämnda period-luminositetsrelation. M13 Tyvärr innehöll inte alla stjärnhopar cepheider. Han använde därför avståndet till dessa tre objekt för att bestämma absoluta magnituden för en annan typ av variabler, RR Lyrae-stjärnor, med perioder kortare än ett dygn. Dessa utgörs av gamla stjärnor med liten massa, varför de är ljussvaga, men de pulserar på samma sätt som cepheiderna. De upptäcktes på 1890-talet av amerikanske astronomen Irving Bailey (1854 1931). Han noterade, att alla RR Lyrae-stjärnor inom en stjärnhop har ungefär samma apparenta magnitud och därmed även samma absoluta magnitud oberoende av period. De utgör därför en ideal standardljuskälla för mätning av avstånd till stjärnhopar. Shapley mätte på detta sätt avståndet till ytterligare fyra stjärnhopar. Då han mätte medelljusstyrkan för de 30 ljusstarkaste stjärnorna i dessa sju stjärnhopar, fann han att den var ungefär densamma. Om han därför antog att så var fallet med alla andra stjärnhopar, hade han fått ytterligare en standardljuskälla. Han kunde nu bestämma avståndet till ytterligare 21 klotformade stjärnhopar. Han använde dessa avstånd för att bestämma stjärnhoparnas diametrar. Härvid visade det sig, att de har samma storlek. Han utnyttjade detta för att bestämma avståndet till ytterligare 41 stjärnhopar. 1917 publicerade han en lista över de 69 klotformade stjärnhoparna och avstånden till dem. Han visste att hans avståndsstege var ricklig, eftersom den byggde på kalibreringen av cepheidernas period-luminositetsrelation. Han fann att en klotformig stjärnhop i genomsnitt låg på 15 000 ly:s avstånd, vilket var förvånansvärt stort. De upptar en liten del av himlen, eftersom vi ser dem på långt håll. 1920 hade han gentemot sina föregångare kommit fram till en helt annorlunda modell av Vintergatan. Den ser ut som två stekta ägg, som ligger med ryggarna mot varandra. Vidare ligger inte solen i centrum utan 50 000 ly från centrum. Vintergatan är 290 000 ly i diameter och den centrala bubblan i mitten är 29 000 ly tjock. 1 Av lat. nebula = dimma.
39 Interstellärt stoft Hittills hade alla astronomer antagit, att inget stjärnljus gick förlorat på sin färd mot jorden. 1930 visade den schweizisk-amerikanske astronomen Robert Trumpler (1886 1956) att så ej är fallet. Interstellär absorption genom stoft fördunklar ljuset från stjärnorna och t.o.m. avskärmar det från andra. Trumpler nådde sin slutsats genom att studera öppna stjärnhopar. Han använde sig av två metoder för att bestämma avståndet till dem. Han antog att alla öppna stjärnhopar är lika stora, och då han trodde sig veta avståndet till och därmed den verkliga strukturen av stjärnhopen Hyaderna, skulle en mätning av en stjärnhops skenbara vinkeldiameter leda till dess avstånd. I sin andra metod använde han sig av anpassning till huvudserien, som beskrivits tidigare. 1929 hade Trumpler mätt avståndet till 80 öppna stjärnhopar med de båda metoderna och funnit en systematisk avvikelse, vilket ledde till antagandet att rymden inte var genomskinlig. Ljus från avlägsna objekt absorberades och gjorde dem ljussvagare än de i verkligheten var. Den senare metoden gav ett längre avstånd. Ljuset avskärmades kring 1 magnitud per 5000 ly. Han påpekade även, att ju mer avlägsen en stjärnhop är, desto rödare syns ljuset, ett fenomen som kallas interstellär rödförskjutning och som ej har med dopplereffekten att göra. Amerikanske astronomen Joel Stebbins (1878 1966) visade 1933, att absorptionen medförde att klotformade stjärnhopar i galaxplanet hamnade fyra gånger längre bort, medan hopar, som ligger mer än 10 över eller under planet, undgår mycket liten förmörkelse varför deras avstånd ej behöver korrigeras. Enligt Stebbins har skivan en diameter av 90 000 ly och en tjocklek av 3 000 ly förutom bubblan, som är 12 000 ly tjock. Nebulosor Medeldensiteten i den interstellära rymden är oerhört liten. Den är tusentals gånger mindre än det bästa vakuum vi kan åstadkomma på jorden. På grund av de stora volymerna utgör ändå den interstellära materian ca 10 % av Vintergatans kända massa. Huvuddelen är gas närstan 75 % väte och nästan 25 % helium och endast några få procent tyngre grundämnen. Det interstellära stoftet utgör endast omkring 1 % av den interstellära materian. När den interstellära materian uppenbarar sig i synlig form, benämns den sedan gammalt nebulosa. Man indelar nebulosorna med avseende på deras ljusutsändning: mörka nebulosor, reflektionsnebulosor och emissionsnebulosor. I alla dessa är proportionen av gas och stoft densamma, men det är den ena av komponenterna, som ger upphov till att vi ser en nebulosa. Hästhuvudnebulosan är ett mörkt stoftstråk, som avtecknar sig mot en ljusare bakgrund. Den framträder inte på grund av att det saknas stjärnor i den riktningen, utan för att stoftet är så tätt att strålningen förhindras att passera.
40 En reflektionsnebulosa lyser därför att ljus från en närbelägen stjärna reflekteras mot stoftpartiklar i nebulosan. Detta förekommer i stjärnbildningsområden, där det finns materia som blev över vid stjärnbildningen. Eftersom det kortvågiga blå ljuset reflekteras effektivare än det långvågiga röda, ser nebulosan blå ut. Stjärnorna i stjärnhopen Plejaderna omges av reflektionsnebulosor. Stjärnan, som ger upphov till en reflektionsnebulosa, behöver inte ha några speciella egenskaper. Däremot kan en emissionsnebulosa endast lysa, om det finns en mycket het stjärna i dess närhet. Här är det nebulosans gasinnehåll, som är den intressanta komponenten. Om stjärnans temperatur är mer än 15 000 K, sänder den ut strålning i ultravioletta området, kring 100 nm. Det medför, att väteatomer, som ligger tillräckligt nära stjärnan, kommer att exciteras och t.o.m. joniseras. Närmast stjärnan uppstår en zon med joniserad vätgas, en H IIregion. Det är alltså fria protoner och elektroner, som dominerar i detta område. Ibland inträffar en rekombination, dvs. en elektron hittar en proton och faller ned till någon nivå, varvid en foton emitteras. Elektronen kan därefter falla ned till någon lägre nivå, varvid en foton av annan våglängd utsänds. Särskilt framträdande är övergången från nivå 3 till 2, som resulterar i rött ljus av våglängden 656 nm, Balmerseriens första linje. Detta är anledningen till att många emissionsnebulosor är röda på fotografier. En H II-regions spektrum består i det optiska våglängdsområdet av emissionslinjer, eftersom det är en het gas som lyser. Vätets Balmer-linjer dominerar, men även emissionslinjer från helium och syre förekommer. Omslagsilden visar Trifidnebulosan, ett objekt där alla tre nebulosatyperna finns med. Den högra delen är en emissionsnebulosa med inslag av mörka partier. Till vänster finns en stjärna, som är belägen mycket närmare oss. Den ger upphov till den blåfärgade reflektionsnebulosan. Radioastronomi Tyvärr kan man inte använda det synliga ljuset för att bestämma avståndet till Vintergatans centrum, eftersom mellanliggande stoft och gas absorberar ljuset. Man måste därför tillgripa radio- och infrarödteleskop. Dessa kan motta våglängder, som ej absorberas. Pionjär inom radioastronomin var amerikanske fysikern Karl Guthe Jansky (1905 1950), som 1932 uppfattade radiobrus från centrala delen av Vintergatan. Efter andra världskriget utvecklades radioastronomin till ett forskningsområde med ständigt växande betydelse. Genom att iaktta gasmolnens utbredning i rymden mellan stjärnorna fick man nya möjligheter att studera Vintergatans struktur. Man fann även att en mängd olika himlakroppar sänder ut radiostrålning. Vissa av dessa radiokällor är mycket intensiva och befinner sig på stora avstånd utanför Vintergatan. Radioastronomin gav på 1960-talet kunskaper om universums byggnad och utveckling, som var omöjliga att nå med optisk astronomi. 1988 kom en grupp astronomer ledda av amerikanen Mark Reid (f. 1948) fram till värdet 7. 1± 1. 5 kpc på avståndet till Vintergatans centrum. 1983 sände NASA upp satelliten IRAS InfraRed Astronomical Satellite. Den var verksam under tio månader och observerade himlen i våglängdsområdet 10 till 100 µm. Den observera-
41 de variabla stjärnor i centrum av Vintergatan. Från dessa observationer beräknade astronomerna avståndet till Vintergatans centrum till 8 kpc eller 26 000 ly. Data från Hipparcos visar, att Vintergatan är något större än vad Reid kom fram till. I dag anses det bästa värdet på solens avstånd från Vintergatans centrum vara 8. 5 ± 0. 5 kpc. Jan Oort bekräftade 1927 Bertil Lindblads (1895 1965) teori om Vintergatans rotation och härledde ett matematiskt uttryck för hur denna rotation avspeglas i stjärnornas rörelse. De tänkte sig att Vintergatan består av ett antal koncentriska undersystem med olika avplattning, med snabbare rotation ju större avplattningen är. De kom senare fram till att vintergatssystemet roterar differentiellt med utåt avtagande vinkelhastighet. Oort insåg tidigt, att upptäckten av kosmisk radiostrålning skulle komma att bli av stor betydelse för forskningen. Detta gjorde att radioastronomin genast fick en stark ställning i Nederländerna. Den stora debatten 1920 utbröt en debatt om hur stort universum kan vara. Huvuddebattörerna var Shapley och den amerikanske astronomen Heber Curtis (1871 1942). Debatten kom att handla om de s.k. spiralnebulosorna, vad bestod de av och hur långt bort var de belägna? Som tidigare nämnts hade Messier sammanställt en lista med 107 nebulosor och stjärnhopar. Senare katalogiserade Herschel på sitt systematiska sätt över 2500 nebulosor. Han fann, att vissa nebulosor innehöll stjärnor, medan han i andra inte kunde finna några stjärnor, t.ex. i Orionnebulosan, som är ett stort glödande moln. I mitten på 1800-talet fann man spiralstruktur i vissa nebulosor, men teleskopens upplösningsförmåga var för dålig för att några stjärnor skulle kunna iakttas. Det var ej heller något som
42 entydigt pekade på att nebulosorna ligger utanför Vintergatan. Tillhör nebulosorna Vintergatan eller ligger de utanför? Det var ämnet för "Den stora debatten". Shapley var säker på att Vintergatan var stor nog att rymma allt astronomerna hittills hade sett. Han byggde sitt uttalande på fem argument. 1. Den holländske astronomen Adriann van Maanen (1884 1946) angav 1916, att spiralnebulosan M101 roterade kring sitt centrum, ett varv på 85 000 år. Om den var av samma storlek som Vintergatan men syntes liten på grund av det stora avståndet, skulle rotationstiden överstiga ljushastigheten. Sålunda måste M101 ligga inom Vintergatan. 2. En nova är en ovanlig händelse, men de som observerats sedan slutet av 1800-talet hade noggrant observerats. De hade samtliga under ett till fem dygn ökat sin ljusstyrka med 11 13 magnituder, varefter de långsamt avtagit i ljusstyrka för att efter någon månad åter öka något i ljusstyrka. Härvid noterades, att spektrumet ändrats från absorption till emission. 1885 upptäcktes en nova i M31. Eftersom man inte visste avståndet till novan, var det möjligt att den låg i samma riktning som M31. Sannolikheten för detta var mycket liten, varför det var troligt att novan fysiskt låg i nebulosan. Eftersom novans ljusstyrka var likt andra novors, måste M31 ligga i Vintergatan. 3. Astronomerna observerade många fler spiralnebulosor bort från Vintergatans plan än i dess plan. Om de var galaxer utanför Vintergatan, borde de vara likformigt fördelade över himlen. När så ej var fallet, ligger den i Vintergatan. 4. Jämförelse mellan ljusstyrkan från spiralnebulosorna och den beräknade från Vintergatan visade, att de inte kunde ligga utanför Vintergatan. 5. 1912 fann man att spektra från spiralnebulosorna var rödförskjutna, dvs. nebulosorna rörde sig bort från Vintergatan, vilket Shapley hade svårt att förstå, om de var stora objekt utanför Vintergatan. Curtis ansåg, att Vintergatan var mindre, t.o.m. mindre än Kapteyns universum. Spiralnebulosorna var därför avlägsna objekt utanför Vintergatan. 1917 upptäcktes fyra novor i M31 av magnituden 15 till 18. De var mycket svagare än den som observerats 1885, varför den senare måste ha varit en supernova. Av den anledningen måste Andromedanebulosan ligga utanför Vintergatan. Spiralnebulosorna varierade visuellt mycket i storlek. Den största var mer än tusen gånger större än den minsta, varför de måste ligga på vitt skilda avstånd från oss. Vad fördelningen anbelangar så innehåller Vintergatans plan stoft som skymmer nebulosorna. Det finns inga skäl till varför andra galaxer inte skulle ha stor hastighet relativt Vintergatan. Den som kom att avgöra "Den stora debatten" var amerikanske astronomen Edwin Hubble (1889 1953). Mellan 1919 och 1924 använde han dåtidens största teleskop, Mount Wilsons 100-tumsteleskop. Han kunde se stjärnor, som tidigare hade varit för ljussvaga. I februari 1924 upptäckte han den första cepheiden i M31 och innan årets slut hade han upptäckt ytterligare 33 i M31 och M33. Han bestämde avståndet till M31 till 900 000 ly och dess diameter till 39 000 ly. Det var därmed klart, att M31 var en spiralgalax och dess namn ändrades till Andromedagalaxen. Trots att Curtis hade rätt vad beträffar spiralgalaxernas natur, hade han fel vad det gäller Vintergatans storlek och form. Båda två hade delar av rätta svaret, men ingen hade hela bilden. (Liknande debatter men av mindre format äger ständigt rum inom vetenskapen.)
43 Hubbles upptäckt markerar början av studiet av galaxer. Han fann att inte alla galaxer är spiralformade. Två andra huvudtyper är elliptiska och irreguljära galaxer. De spiralformade förekommer som normala och stavformade. Spiralgalaxen M100 i Jungfrun. Stavgalaxen NGC1365 i Fornax. Den lokala galaxgruppen Våra närmaste galaxgrannar Stora och Lilla Magellanska molnen är av irreguljär typ. Andromedagalaxen M31 Elliptiska galaxen M32 intill M31
44 Tillsammans med dessa, Andromedagalaxen och ett tjugotal mindre galaxer bildar Vintergatan den s.k. lokala galaxgruppen. Andromedagalaxen är den största och Vintergatan den näst största. Galaxhopar Herkuleshopen Virgohopen i Jungfrun Cepheider används sålunda för att bestämma avståndet till galaxer. En annan viktig komponent, som används för att bygga upp en god avståndsskala, är utsträckningen av H II-regioner. Man har nämligen antagit, att den linjära utsträckningen är densamma för alla stora H II-regioner oavsett i vilken galax de finns. När avstånden blir så stora, att individuella objekt inte längre kan observeras, antar man att den ljusaste galaxen i en galaxhop alltid har samma absoluta ljusstyrka. På så sätt kan man bestämma avstånd till hopar, som ligger hundratals megaparsec bort. Utsträckningen av Lokala galaxgruppen är endast några Mpc, medan andra galaxhopar kan vara 5-10 gånger större och innehålla tusentals enskilda galaxer. Man har funnit, att galaxhopar tenderar att gruppera sig i superhopar. Fördelningen på denna nivå är inte homogen, utan galaxhoper av större eller mindre utsträckning tycks hänga ihop och bilda flakliknande strukturer med tomrum däremellan.
45 2 miljoner galaxer över 10% av himlen. Hubbles lag 1912 analyserade amerikanske astronomen V. M. Slipher (1875 1969) spektrum från M31 och fann att det var blåförskjutet, vilket enligt dopplerprincipen betyder att M31 rör sig mot oss med 200 km/s. Ett par år senare hade han analyserat spektrum från 15 andra spiralnebulosor och funnit att 13 av dem visade rödförskjutning, dvs. dessa nebulosor rör sig bort från oss. 1922 hade Slipher bestämt radialhastigheten för 41 spiralnebulosor och nästan alla rusade bort från oss med mycket större hastighet än radialhastigheten hos någon stjärna. Vid denna tid hade Hubble visat, att spiralnebulosorna är galaxer liksom Vintergatan. Detta gjorde Sliphers resultat än mer förbryllande. Varför skulle sådana enorma stjärnmängder avlägsna sig med sådana höga hastigheter? För att komma tillrätta med problemet behövda Hubble uppgifter om fler galaxer. 1929 avsatte han i ett diagram galaxernas hastigheter mot deras avstånd från oss och erhöll en rät linje, dvs. hastigheten var proportionell mot avståndet. en av århundradets största vetenskapliga upptäckter. Proportionalitetskonstanten H o benämns Hubbles konstant. (Indexet o står för observed.) Hubble var dock inte först med att föreslå nämnda samband. Tyske astronomen Carl Wirtz (1876 1939) kombinerade 1921 Sliphers mätningar med avståndet. Några år senare gjorde vår svenske astronom Knut Lundmark (1889 1961) i stort sett sak samma liksom amerikanske fysikern H. P. Robertson (1903 1961) 1928. Men äran tillskrevs Hubble, enär det var hans tyngd som förde lagen utom all tvivel. Genom att uppmäta rödförskjutningen kan man nu använda lagen för att bestämma avståndet till avlägsna galaxer. Så enkelt är det dock inte, ty konstanten som bör kallas parameter
46 har ännu inte något entydigt värde. Under årens lopp har värdet varierat och olika grupper astronomer hävdar sitt värde. Ur Hubble-parametern kan vi beräkna universums ålder. Osäkerheten i dess värde gör att åldern varierar mellan 11 och 22 miljarder år. Åldersuppskattningar av Vintergatans äldsta stjärnor tyder på att dessa är 15 miljarder år, varför många forskare hoppas att nya observationer slutgiltigt skall fastställa ett lågt värde på Hubble-parametern. Helt nyligen angavs universums ålder till 13.7 miljarder år. Man ställer sig nu frågan: Vad har hänt med universums utveckling under denna tid och hur skall tiden mätas? Kvasarer Redan på 1960-talet upptäckte man, att de flesta galaxer även är radiokällor. Den tidens radioteleskop hade mycket dålig upplösningsförmåga, vilket innebar att det var svårt att exakt fastställa radiokällans position på himlen. Med hjälp av månockultationer lyckades man identifiera en radiokälla till ett till synes helt stjärnliknande objekt, därav namnet kvasistellärt objekt förkortat till kvasar. Nu är radioteleskopens upplösningsförmåga så hög, att noggrannheten i positionsbestämningarna är bättre än den man får med optiska teleskop. Ett spektrum från en kvasar liknade ingenting dittills känt: ett kontinuerligt spektrum speciellt starkt i ultraviolett och med ett antal breda emissionslinjer, vars identifikation vållade stor möda. Till sist kom man underfund med att det var vätets Balmerserie, men linjerna var mycket starkt rödförskjutna. I kvasarspektrum ser man alltså linjer i det visuella våglängdsintervallet, som vanligtvis ligger alldeles för långt ut i ultraviolett för att nås med teleskop placerade på jorden. Tillsammans med den uppmätta apparenta magnituden gav avståndsformeln besked om att absoluta magnituden var av storleksordningen 25. Objekten emitterade omkring 100 gånger mer energi än de ljusstarkaste galaxer man då kände till. Man har sökt olika förklaringar till vad kvasarer kan tänkas utgöras. I dag anser de allra flesta forskarna på området, att de stora rödförskjutningarna är kosmologiska, dvs. kvasarerna är verkligen så avlägsna och därmed så oerhört luminösa som de första beräkningarna antydde. Man har observerat ca 1 500 kvasarer. De ligger långt bort i rummet och därmed även i tiden. Vi har att göra med objekt, som ligger mer än en miljard ljusår bort och alltså ser ut som de var för över en miljard år sedan. Kvasarer är objekt, som i alla fall var extremt ljusstarka i en mycket tidig fas av universums historia. Man tror, att det är galaxkärnor, som befinner sig i en mycket tidig utvecklingsfas. Gravitationslinser Då ljus från ett avlägset objekt stryker tätt förbi ett närmare objekt, kommer ljusets bana att krökas så att bakomvarande objektet syns förflyttat. Einsteins allmänna relativitetsteori angav detta och vid solförmörkelsen 1919 kunde man första gången bekräfta detta.
47 Detta gäller även för kvasarer, vars ljus passerar intill en framförliggande galaxgrupp. Man säger att denna verkar som en gravitationslins och man får cirkelbågar runt galaxgruppen. Med hjälp av deras krökningsradier kan galaxgruppens massa beräknas. Gravitationslins i Abell 2218. Big Bang Hubble hade upptäckt, att universum utvidgas, vilket bekräftade vad Einsteins allmänna relativitetsteori hade förutsagt. Tyngdkraftspåverkan mellan galaxerna skulle i annat fall få dem att åka samman. Om universum utvidgas, bör vi hitta bevis för att det har uppkommit ur ett mindre, tätare tillstånd ett tillstånd som tycks ha haft storleken noll en gång. Det är denna skenbara början, som fått namnet Big Bang. Själva termen lanserades 1950 av den engelske astronomen Fred Hoyle (f. 1915), som då företrädde en annan kosmologisk hypotes, stationära tillståndets teori. Termen Big Bang är inte särskilt lyckad. Det är inte fråga om en explosion av materia ut i en tom rymd utan om en expansion av själva rummet, som bär materian med sig. Det innebär dock inte, att jorden, planetsystemet, Vintergatan och galaxhopar utvidgar sig och blir större, ty här är de sammanhållande krafterna starkare än kraften i utvidgningen. Det är först när vi förflyttar oss bortom skalan av de stora galaxhoparna, som vi ser utvidgningen övervinna den lokala tyngdkraftens dagningskraft. En enkel bild är att föreställa sig dammkorn (= galaxhopar) på ytan av en ballong, som blåses upp. Ballongen kommer att utvidgas och dammkornen att röra sig bort från varandra, men de enskilda dammkornen kommer inte att utvidgas. Sett från varje galaxhop kommer alla andra galaxhopar att avlägsna sig.
Om vi kastar upp en sten i luften, kommer den på grund av tyngdkraften att återvända till jorden. Men skjuter vi upp en projektil med en utgångshastighet större än 11 km/s, kommer den att lämna jorden. Denna kritiska utgångshastighet benämns flykthastigheten för jorden. Liknande överläggningar gäller för varje utvidgande system av materia, som bromsas av tyngdkraften. Om utgångshastigheten är större än flykthastigheten, kommer systemet bara att fortsätta utvidga sig. Figuren visar de tre möjliga varianterna av ett universum, som utvidgas. 'Öppna' universa har oändlig utsträckning och utvidgas i all evighet. 'Slutna' universa är ändliga och dras åter samman i Big Crunch. Gränsen mellan de två utmärks av det 'kritiska' universum, som är oändligt stort och utvidgas i all evighet. Det kännetecknas av att ha exakt den kritiska utgångshastigheten. Trots att universum har utvidgats i omkring 15 miljarder år, befinner det sig så nära det kritiska värdet att vi inte kan säga på vilken sida det befinner sig. Om universum utvidgar sig mycket snabbare, kan tyngdkraften aldrig dra samman materia för att bilda galaxer och stjärnor och därmed levande varelser. Om universum utvidgar sig mycket långsammare, kommer dess utvidgning att vändas till sammandragning innan stjärnorna haft tid att bildas, explodera och skapa beståndsdelarna i levande varelser. Det skuggade området i figuren anger gränserna för kosmologisk utvidgning och epok innanför vilka 'observatörer' kan utvecklas. Den belgiske prästen och kosmologen Georges Lemaître (1894 1966) var den förste, som på vetenskaplig grund argumenterade för ett urtillstånd, uratomen, med mycket hög täthet. 1946 anslöt sig George Gamow (1904 1968) till Lemaîtres tankar. Gamow försökte förklara grundämnenas relativa förekomst genom successiva neutroninfångningar under universums tidigaste expansionsfas. Så är dock inte fallet, men enligt teorin var temperaturen ursprungligen mycket hög och universum därför fyllt av intensiv strålning. Genom expansionen kyldes strålningen och Gamow påpekade, att rester härav ännu borde förekomma som en kosmisk bakgrundstrålning i mm-våglängdsområdet.. 1965 upptäckte de två radioastronomerna Arno Penzias (f. 1933) och Robert Wilson (f. 1936) av en händelse den kosmiska bakgrundstrålningen. De undersökte nämligen det brus, som störde radioförbindelserna med artificiella satelliter och fann vid våglängden 73 mm ett brus, som var konstant i alla riktningar. Efter kontakt med astrofysiker vid Princeton stod det klart, att bruset, som motsvarade en temperatur av 2.73 K, utgörs av reststrålningen från universums födelse. För att helt övertyga sig att strålningen härrör från Big Bang uppsändes 1989 sonden COBE (Cosmic Background Explorer). Mätningarna blev en slående bekräftelse på att universum en gång varit åtminstone hundratusentals grader hetare än det är i dag. 48
49 Om strålningen utgjorde ett hav, som utvidgades likformigt, skulle vi röra oss genom det. Det innebär, att vi rör oss genom strålningen i en viss riktning. Härvid kommer strålningsintensiteten att synas störst, när vi tittar i rörelseriktningen och minst i motsatt riktning. Däremellan bör strålningen uppvisa en variation, som följer cosinus för vinkeln. Mätningar visade, att en sådan variation föreligger. Källor: Nationalencyklopedin T.R. Gerholm: Idé och samhälle (1966) U. Jönsson: Stjärnhimlen (1995) N-E Cerne m.fl.: Perspektiv på universum (1997) A. Sikö: Efter ursmällen (1997) S. Webb: Measuring the Universe (2000) A. Hirshfeld: Parallax (2001) W. Kaufmann: Universe (1996) H. Karttunen m.fl.: Fundamentel Astronomy (1996) M. Hoskin: Astronomy (1997) J. Barrow: Universums födelse (1995) S. Brunier: Majestic Universe (1998)
50 Innehåll Forntidens astronomi 1 Antikens astronomi 3 Från geocentrisk till heliocentrisk världsbild 7 Några andra betydande astronomer under 1600-talet 11 Årstidernas uppkomst 11 Stjärnornas dagliga rörelse 11 Månens faser 14 De yttersta planeterna 15 Asteroiderna 16 Kometer 17 Avståndsberäkningar 18 Satellitmätning av avstånd 21 Vad är ljus? 21 Magnitudbegreppet 22 Spektroskopi 23 Stjärnors temperatur 24 HR-diagram 25 Ljusets uppkomst 26 Energiproduktionen i stjärnors inre 27 Solens födelse, liv och död 28 Stjärnors födelse, liv och död 29 Solen 31 Dopplereffekten 33 Öppna stjärnhopar 33 Anpassning till huvudserien 34 Vintergatan 35 Variabla stjärnor, cepheider 36 Klotformiga stjärnhopar 38 Interstellärt stoft 39 Nebulosor 39 Radioastronomi 40 Den stora debatten 41 Den lokala galaxgruppen 43 Galaxhopar 44 Hubbles lag 45 Kvasarer 46 Gravitationslinser 46 Big Bang 47