• Category Archives Astronomi
  • Sorte hull, singulariteter og kvasarer

    Sorte hull er så ekstreme naturvitenskaplige fenomen at de alltid har vært myteomspunnet selv blant garvede astronomer. Man har omtalt dem som plasser hvor alt kan skje, tenkt den som portaler til andre univers og gjerne sett for seg at de suger opp alt rundt seg i stor avstand. En snakker om uendeligheter på en upresis måte rundt både masse, energi, tid og romdimensjoner. Så hva er fakta og hva er science fiction i forhold til sorte hull?

    Vi har flere typer sorte hull og kan starte med å beskrive såkalt stellare sorte hull eller sorte hull dannet av et kjempestjerne. Der hvor atomtrykket i kjernereaksjoner er brukt opp og solmassen er veldig stor, 25-40 ganger større enn sola, vil selv elektrontrykket være for svakt i forhold til gravitasjonskreftene. Elektronene vil også bli klemt inn i hverandre og protonene og elektronene som presses i hverandre, vil danne massive nøytroner. Men her er gravitasjonen så sterk at i motsetning til nøytronstjernene vil en fortsette å presse sammen også nøytronene. Da ender vi til slutt opp med et sort hull hvor gravitasjonskreftene er hvert fall så sterke at ingenting kan unnslippe, selv ikke lys.

    Continue reading  Post ID 804


  • Nøytronstjerner, pulsarer og magnetarer

    Når fusjonsprossen slutter i superkjemper har de en enormt sterk gravitasjon som ikke lenger holdes i sjakk av strålingsenergi fra fusjon. Her klarer gravitasjonen å overvinne selv den sterke frastøtingskraften elektronene har og kjernen får stor energi at elektronene i stjernens jernkjerne presses sammen med protonene slik at de danner nøytroner. Denne prosessen sender sjokkbølger ut mot overflaten som samtidig trekkes raskt inn mot kjernen og vi får en supernova. Nøytroner har en veldig stor frastøtningsenergi i seg. Har disse stjernerestene etter et supernovautbrudd igjen en masse på mellom 1,38 og 3 solmasser, vil disse store stjernene ende opp som små superkompakte nøytronstjerner.

    Som nevnt tidligere er ikke en nøytronstjerne egentlig en stjerne, men endetilstanden til en tidligere stjerne. Vi snakker her om objekt med en masse 1,5 ganger større enn sola presset sammen til en størrelse som Manhattan i USA. En teskje av dette stoffet vil veie en milliard tonn på jorden! Vi vet ikke hvordan kjernene i disse ekstremt kompakte stjernerestene er. De fleste tror det kanskje er frie kvarker inni kjernen, men en del antar det er eksotiske partikler som pioner der.

    Continue reading  Post ID 804


  • Stjerneklassifiseringer

    Vi har mange varianter av stjerner fra massive kjempevarme superkjemper til røde dverger. Vi regner en stjerne å være født fra når den begynner å fusjonere hydrogen til helium inni kjernen. Under denne stabile forbrenningsprosessen som varer det meste av en stjernes liv, sier vi at stjernene er i hovedserien av sin livssyklus. Ca 90% av alle stjerner er i hovedserien. Jo større en stjerne er, jo kortere tid er den i hovedserien før den når sitt endelikt. En rask skjematisk fremstilling av stjernenes liv og endelikt kan illusteres slik:

    Stjerner deles inn i forskjellige typer hvorav en av de mest kjente er Harvard-inndelingen i forskjellige klasser i forhold til hvor varme stjernene er på overflaten. De varmeste stjernene er de blå kjempene i klasse O med en temperatur på over 33.000 grader Kelvin. De kan være opptil 100 ganger større enn sola og skinne mer enn 30.000 ganger sterkere enn vår egen sol. Disse er svært kortlevde og vi anslår at under 0,000003% av alle stjerner i hovedserien er av denne klassen. Mye av fotonene de sender ut er ultafiolette stråler. Med sin enorme masse har de stor indre temperatur og brenner fort gjennom hydrogenmassen.

    Continue reading  Post ID 804


  • Supernova

    Nova betyr ny på latin og er en betegnelse på hva som ser ut til å være nye stjerner på himmelen. Det brukes nå gjerne om det vi klassifiserer som Supernova 1a. Ordet supernova ble først tatt i bruk i 1931. Mer enn halvparten av stjernene kretser sammen med en eller flere andre stjerner. Hvite dverger i slike system kan, om de er nærme nok hverandre, suge til seg hydrogenmasse fra den andre stjernen. Slik kan den enes masse øke. Om den øker til en kritisk grense rundt 38% større masse enn vår egen sol blir stjernen ustabil og vi får en kraftig eksplosjon hvor hele stjernen sprenges i biter. Dette kaller vi en type 1a supernova. Disse avgir voldsomt mye lysenergi, men lysenergien er bare 1/10000 av den totale energien som her forbrukes – det meste går ut som stråling.

    Type 2 supernova er supernova fra stjerner som er fra 6 ganger større enn sola. Disse store stjernene har mer energi til å lage også tyngre atomer enn karbon, og de fusjonerer frem oksygen som igjen blir neon og magnesium og så silisium og sulfat. Superkjemper får så stort trykk og energi inni kjernen at de ved 5 milliarder grader Kelvin kan fusjonere frem jern. Så når de nærmer seg døden har de flere lag med forskjellige grunnstoff i seg. Ytterst har vi det opprinnelige drivstoffet hydrogen og så lag på lag med stadig tyngre element med jern i kjernen.

    Continue reading  Post ID 804


  • En stjerne dør – hvite og sorte dverger, røde kjemper og superkjemper

    En stjerne tilbringer 90% av livet i hovedserien hvor den er stabil og har en normal fusjonsprosess av hydrogen til helium. Hvor lenge en stjerne «lever» avhenger av dens størrelse. De minste stjernene kalles røde dverger og har ca halvparten av solas masse. Disse har en svært lang levetid som kan vare 1 – 12 trillioner år. Derfor har enda ingen røde dverger rukket å slukne. Store giganter kan leve i «bare» 10 millioner år, mens vår egen sol er på midten med 10 milliarder år. Forskjellene her går på hvor mye av massen som stjernen bruker i fusjonsprosessen, samt hvor mye som forbrennes på en gang. Hos en middels stor stjerne som solen vil bare en del av gassen forbrennes i kjernefusjon. Den indre energien presser ikke kjernemassen helt ut til overflaten og det er bare strålingsenergi som trenger helt ut. De mindre stjernene har både mye mindre forbruk på en gang samt at de røde dvergene får brent all hydrogenet med at hele stjernemassen blandes med seg selv.

    Etter hovedserien går stjernene gjennom en mellomfase hvor de eser ut som kjemper. Stjerner på opp til 6 solmasser blir de hva vi kaller røde kjemper, og de enda større stjernene blir til superkjemper. Deretter vil de røde kjempene etter en avskalling gå over til å bli hvite dverger. De er egentlig ikke stjerner stjerner lenger da fordi de ikke lenger har en fusjonsprosess, men er stjernerester som nøytronstjerner og sorte hull. De hvite dvergene vil gradvis avkjøles over svært lang tid og ende opp som en såkalt sort dverg. Superkjempene derimot har en mer voldsom avslutning på livet. De ender opp med en supernovaeksplosjon. Hvor mye solmasse som er igjen etter supernovaeksplosjonen vil avgjøre om de ender opp som nøytronstjerner eller sorte hull.

    Continue reading  Post ID 804


  • En stjerne fødes – protostjerner og brune dverger

    I tomrommet mellom stjernene er det svært lav partikkeltetthet, faktisk mindre enn i et vakumlaboratorium. Men siden rommet er så stort blir det i sum store mengder støv og gass i det såkalte interstellare rom. 10% av materien er støv, blant annet karbon, og resten er gass. En anslår gassen er 74% hydrogen og 24% helium. Stjerner formes ved at gravitasjonskraften sakte drar sammen gass- og støvskyer som fortettes og får en skiveform. Materien blir stadig varmere og vil til og til slutt antennes.

    Hovedelementet i en stjerne er hydrogengass. For å få en stjerne på størrelse med sola trenger vi en interstellar støvsky som er 100 ganger større enn vårt solsystem. Så klumper de seg sakte mer sammen og gravitasjonen og sammenklumpingen aksellerer. I løpet av et par hundre tusen år virvler støvskyen sammen til en nokså flat skive. I sentrum av disken får vi en sfære som har stort trykk og varme. Bare en liten del av strålingen slipper ut som varme og det meste stoppes av de ytre lagene på skyen, som sakte trekkes inn mot kjernen. Denne gløder og vi kaller dette en protostjerne. Om protostjernen har riktig størrelse, mellom 0,08 og 100 solmasser, vil den utvikle seg videre til å bli en stjerne. Etter 10 millioner år har hydrogenkjernen i protokjernen fått en temperatur på 10 millioner grader. Da skjer det noe nytt. Heten gjør at vi i kjernen får en kjernefysisk fusjon. Det som da skjer er at de små hydrogenatomene krasjer borti hverandre med så stor kraft at de smelter sammen til å bli større og tyngre heliumatomer. Denne prosessen er kjennetegnet med stjerner som er i hovedløpet av sitt liv. Denne fasen med å forbrenne hydrogen til helium kalles hovedserien av stjernenes liv og er den lengste fasen de har. Bildet under er det kjente bildet fra Hubble av Ørnetåken som er et område hvor mange stjerner fødes (NASA).

    Continue reading  Post ID 804


  • Vandring ut i verdensrommet – 4. og siste del

    Galaksene i den lokale gruppen holder hverandre på plass med deres gjensidige gravitasjonskraft. Men universet er så stort at vi må reise videre ut. Reiser vi 100 millioner lysår fra sola kommer vi til vår lokale superhop som kalles Virgo. I Virgo er ikke vår en lokale gruppe den dominerende aktøren. Det er Virgohopen nær dens sentrum som her er i førersetet. Superhopen Virgo har form som en utflata skive med en diameter på 100-200 millioner lysår. Den er ca 7000 ganger større enn den lokale gruppen og 100 milliarder ganger større enn Melkeveien.

    Virgosupercluster_atlasoftheuniverse

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

     

    Continue reading  Post ID 804


  • Vandring ut i verdensrommet – del 3

    Vår nærmeste nabogalakse er Andromedatåken (M31). Den er 2 millioner lysår unna og  beveger seg faktisk mot vår egen galakse med en hastighet på 435.000 km i timen. Andromedatåken er også en spiralgalakse og er dobbelt så massiv som Melkeveien. Den har et svart hull i midten med en masse tilsvarende 30 millioner soler. Melkeveien og Andromedatåken vil «kollidere» med hverandre og etter hvert forme en ny galakse, det er uvisst om vår sol i den forbindelse blir slyngt inn mot kjernen av galaksen eller ikke. Men en kollisjon mellom disse galaksene vil ikke skje før om 3-5 milliarder år. Så skrives kollidere med gåsetegn fordi ved en galaksekollisjon må vi huske at det aller meste en galakse inneholder er tomt rom. Med andre ord vil det ikke være noe særlig stjernekollisjoner, men først og fremst forandring på grunn av gravitasjonskrefter som drar på hverandre. Galaksene vil snurre rundt hverandre og deformere hverandre over lang tid før de ender opp som en stor eliptisk galakse.

    Continue reading  Post ID 804


  • Vandring ut i verdensrommet – del 2

    Ved å fly ti ganger så langt, 50.000 lysår vekk fra solen, er vi langt nok unna til at vi kan observere hele selve Melkeveien. Dette er vår egen galakse. Galakser er enorme i utstrekning. Om sola vår hadde vært en liten stein ville Melkeveien vært som hele amerika! Selv om hver galakse har hundrevis av millioner av stjerner er det store avstander mellom dem. Melkeveien har 200-400 milliarder stjerner i seg. Den store usikkerheten skyldes at det er vanskelig å fastslå hvor mange små stjerner vi har i galaksen. I det synlige univers har vi 100 milliarder galakser. Det vil si at det er mer stjerner i universet enn sandkorn på jorda.

    Vi har to hovedtyper galakser; spiralgalakser som vår egen melkevei med noen lange armer rundt en tynnere sirkulær kjerne, og elipsegalakser. Spiralgalakser har mye gass og former stadig nye stjerner. I tilegg har vi også forskjellige former for mer atypiske galakser.

    Vintergatan-karta Continue reading  Post ID 804


  • Vandring ut i verdensrommet del 1

    Alt i universet beveger seg. Selve tidrommet ekspanderer (dette kommer vi tilbake til senere) og i tillegg beveger måner seg rundt planeter, planeter rundt stjerner, stjerner i forhold til hverandre og galaksenes sentrum. Og galaksene beveger seg også i forhold til andre galakser. Vårt eget solsystemet beveger seg både i forhold til de andre stjernene i galaksen og sammen med galaksen i rommet ellers. Solsystemet regnes å ha en hastighet av 230 km i sekundet.

    Om vi hadde reist av sted vekk fra Tellus og vårt eget solsystem, vil vi etter 4,2 lysår komme til vår nærmeste nabostjerne Proxima Centauri. Den er en del av trestjernesystemet Alpha Centauri. De nærmeste omgivelsene til solsystemet kaller vi den lokale interstellare skyen og her er det en større gasstetthet enn området rundt. Skyen er ca 30 lysår stor og vi antar at solsystemet kom inn i skyen mellom 44.000 og 150.000 år siden. Vi vil være i denne skyen i ca 10.000 år til før solsystemet kommer ut av den. Området rundt skyen kalles den lokale boblen og denne har bare halvparten så mye gasspartikler som skyen. Boblen er hvert fall 300 lysår og inneholder hovedsaklig hydrogengass. En tror at boblen er rester fra en supernova som har eksplodert for 2-4 millioner år siden. De fleste regner den mest sannsynlige kandidaten til supernovaeksplosjonen til å være pulsaren Geminga fra stjernebildet Tvillingene.

    Continue reading  Post ID 804


  • Oorts sky og solsystemets yttergrense

    Det er selvsagt ingen klart definert linje i forhold til hvor vårt solsystem slutter. Men vi har to naturlige ting å måle ut fra; solvind og solas gravitasjonsfelt. Solvinden fyker ut i rommet med en hastighet på 400 km/s før den kolliderer med de interstellare plasmastrømmer. Her bremses den opp og danner et såkalt helioskall. Medvinds når solvinden 200 AU ut i rommet og motvinds rundt 80-100 AU. Bortenfor helioskallet får vi heliopausen hvor solvinden til slutt avtar helt.

    Rundt 230 AU fra solen finner vi det såkalte baugsjokket. Dette er grensen for magnetosfæren til sola og skillet mellom solvind og interstellart stoff bortenfor vårt solsystem. Med interstellart stoff menes gass hvor noe av den aldri har vært en del av en stjerne, mens noe har vært gass i en eller flere stjerner tidligere. Når vi snakker om solsystemets grenser og solens gravitasjon snakker vi gjerne om Hillsfære. En Hillsfære er området rundt hvor himmellegemet, i vårt tilfelle sola, dominerer gravitasjonelt. Dette feltet beregnes til å gå helt ut til 125.000 AU eller ca 2 lysår fra sola.

    Continue reading  Post ID 804


  • Kuiperbeltet, den spredte skive og deres dvergplaneter

    Kuiperbeltet ble først oppdaget i 1992. Kuiperbeltet er 5,6 milliarder km i utstrekning og er et asteroideområde utenfor Neptun – altså i Plutos område. Det ligger 30-55 AU fra solen, med mest materie i området 39,5 – 48 AU. I dette beltet finner vi hundretusenvis små isobjekt og en antar nå det finnes 100.000 Kuiper-legemer i solsystemet som er større enn 100 km i diameter. For å få en sammenligning har vi bare funnet 200 asteroider i det såkalte asteroidebeltet mellom Mars og Jupiter som er over 100 km i størrelse. For å sammenligne videre mellom disse beltene så er kuiperbeltet 20 ganger bredere og 20-200 ganger mer massivt. Men mens asteroidefeltet består mest av stein og metall består asteroidene i kuiperbeltet mest av is. Mange antar at vannet vi har på jorda i dag kommer fra legemer fra Kuiperbeltet, den spredte skiven eller Oorts sky (som vi kommer tilbake til i neste kapittel) som krasjet med jordkloden for lenge siden. Opprinnelige vannforekomster på jorden skulle nemlig i stor grad fordampe i jordas hete barndom.

    Tidligere trodde vi mange av de periodiske kometene holdt til i Kuiperbeltet. Men med nærmere observasjoner, ser vi mange kommer fra det vi på norsk kaller «den spredte skiven». Den innerste delen av skiven sammenfatter Kuiper-beltet, men det har en mye mer eksentrisk bane og går hele 100 AU vekk fra solen. En tror nå at denne skiven ble slik når Neptun ble dratt ut i en bane lenger bort fra sola og dermed igjen påvirket kursen til mange mindre legemer.

    Continue reading  Post ID 804


  • Pluto

    Pluto er den lyserosa dvergplaneten som før ble regnet som den niende planet. Lenge før man observerte Pluto mente man det måtte være en ”planet x” der ute fordi den preget banen til uranus og Neptun. I 1930 fikk vi første observasjon av Pluto etter en nitidplutoheleig jakt. Men Pluto var ikke planet x da den er for liten til å kunne påvirke de mye større planetene slik man trodde. Så viste deg seg senere at man hadde beregnet feil massen til Neptun. Først trodde man Pluto var like stor som Mars, men det viser seg at Pluto er mindre enn vår egen måne.

    Pluto ligger 39 AU fra sola. Pluto er 34 ganger lenger borte fra sola enn jorda og sollyset er 1000 ganger svakere enn på jorda. Det er med andre ord et mørkt og kaldt sted. Pluto har en overflatetemperatur på -230 grader celsius. Det er som er fascinerende for forskere med Pluto er at den er et museum i forhold til hvordan steiner var her for 4,5 milliarder år siden. På jorda finner vi ikke så gammel stein fordi den resirkuleres ved hjelp av platetektonikk, vulkanisme og værerosjon. Men på Pluto har dette vært mer uberørt. Pluto har omtrent ingen atmosfære, bare periodevis noe nitrogen og metan når nærme nok sola, og har nok mange krater etter asteroider på overflata. Man antar at Plutos indre består av 70% stein og 30% is.

    Continue reading  Post ID 804


  • Neptun

    Neptun ble først oppdaget via matematikk i 1846. Den ble funnet gjennom å analyse Uranus sin omløpsbane rundt sola og da så en at noe måtte dra i den. Neptun er en vakker blå gass-iskjempe som Uranus. Men selv om den er mindre i størrelse enn Uranus er den tettere og veier mer. Den har 30 AU avstand til solen. Neptun har kritthvite skyer og er ikke ensfarget blå som naboen. Den har og en dypere blåfarge og man tror derfor det er noen andre stoffer enn bare metan som spiller inn i forhold til solrefleksjonen. Neptun har en diameter ca 4 ganger jordas. En omdreining rundt sola tar 164,8 år. En dag er 16,1 timer. Veier du 150 kg på jorda, veier du 169 på Neptun. Neptun er 30 ganger lenger ute fra sola enn jorda og får bare 1/900 av sollyset.  Vi har målt overflatetemperatur på Neptun på -223 grader og gjennomsnittstemperatur ser ut til å være minus 220 grader.

    Continue reading  Post ID 804


  • Uranus

    uranusUranus er den turkise klinkekula som ”ligger på sida” og den ligger dobbelt så langt borte fra sola som Saturn ved 19,6 AU. Vi kan så vidt se Saturn med det blotte øye. Den har en jevn blåfarge og ser nesten ut som polert marmor. Blåfargen får den ut fra at den består av så mye metangass. Metan reflekterer blått og grønt fra sollyset. Ut fra observasjoner kunne vi tro det var en datategning da det er en så jevn overflate på Uranus.

    Uranus er en is-gasskjempe med en diameter ca 4 ganger større enn jorda. Den er sammen med Neptun av en litt annen type enn Saturn og Jupiter. I tillegg til mye Helium og Hydrogen har de vann, metan, ammoniakk og spormengder av hydrokarboner. Overflaten består mest av gass i isform samt en del stein.

    Continue reading  Post ID 804