Referat fra møte i TAF og AAF 21. mars 2000.

Tilstede : 30 personer.

Nyheter

Novaen, som ble oppdaget i Ørnen 3. desember, er fremdeles synlig med små teleskoper (fra ca. 80mm linser/speil og oppover). Det er fremdeles "liv" i novaen med flere tydelige oppbluss de siste ukene.

Solflekkmaksimum nærmer seg (sommeren år 2000). Helga før møtet var fem store grupper synlig i f.eks. 7x50mm prismekikkert (vanlig turkikkert). En av disse var synlig uten kikkert. Observasjonsmetoder ble beskrevet. En av disse er å feste et sikkert (!) solfilter foran på kikkerten - aldri bak selv om produsenten måtte påstå at filteret er trygt. Et helt trygt alternativ er å projisere bildet av sola gjennom en prismekikkert på et papir eller en vegg fra 30 til 100 cm unna. Dette gjør du ved å rette kikkerten mot sola uten å se gjennom den.

Hovedforedrag om "spektralanalyse og strålingslovene"

Foredraget ble holdt av professor Erlend Østgård, Fysisk Institutt, NTNU Lade, Trondheim.

Nesten alt vi vet om solsystemet og verdensrommet har vi lært ved å analysere elektromagnetisk stråling som omfatter alt fra infrarød stråling (varmestråling), synlig lys, ultrafiolett stråling, røntgenstråling og gammastråling. Strålingstypene er her listet opp etter stigende energiinnhold. Den synlige delen av spekteret går fra rødt til gult til grønt, blått og fiolett slik vi kjenner regnbuen. Rødt har lavest energi, mens fiolett har høyest energi av synlig lys.

Objekter med høy temperatur stråler ut mest energi. Hvis temperaturen dobles, så øker den totale strålingen med en faktor åtte. Samtidig sendes en stadig større andelen av energien ut i den høy-energetiske delen av spekteret. En stjerne med overflatetemperatur på ca. 3000 grader vil sende ut mesteparten av den synlige strålingen i den rød delen av spekteret, og vi vil oppfatte stjernen som rødlig. Sola, som har en overflate på ca. 5700° C, sender derimot ut mest gult lys. Den ser derfor gul ut. Det er nok ingen tilfeldighet at evolusjonen har gjort at vårt øye er mest følsomt i nettopp den delen av spekteret som sola stråler mest intenst i.

Vi fikk et lynkurs i atomfysikk for å forklare hvordan vi kan bruke strålingen fra stjernene, deriblant synlig lys, til å avsløre den kjemiske sammensetningen i de ytterste delene av stjerner eller lysende gasståker. Østgård fortalte at atomer består av en positivt ladd kjerne og ett eller flere elektroner som vi litt upresist kan si går i bane rundt atomkjernen. Antall positive ladninger i kjerne avgjøres av hvor mange protoner den har. Dette antallet bestemmer også hva slags grunnstoff atomet er. Hydrogen har et proton, helium to, litium tre, beryllium fire osv. Det finnes drøyt 90 naturlig forekommende grunnstoffer, mens vi har fremstilt ca. 20 til i laboratorier. Disse er alle ustabile, og brytes raskt ned til lettere grunnstoffer. Alle atomkjerner unntatt hydrogen har også et antall nøytroner i kjerner. For lettere stoffer er det gjerne et nøytron for hvert proton. For tyngre stoffer er antall nøytroner gjerne noe større enn antall atomer. Atomer med samme antall protoner, men ulikt antall nøytroner kalles forskjellige isotoper (av samme grunnstoff).

Et elektrisk nøytralt atom har like mange elektroner som det har protoner. Elektrisk nøytralt oksygen har f.eks. åtte protoner og åtte elektroner (og åtte nøytroner). Elektronene kan kun befinne seg i helt bestemte energinivåer (baner). Vi kaller disse for lovlige energinivåer. Vi sier at atomet er i sin grunntilstand når alle elektronene er i sine laveste energinivåer. Atomet sies å være eksitert når ett eller flere elektroner befinner seg i et høyere energinivå. Et elektron kan flyttes til et høyere energinivå dersom atomet får tilført en energimengde som tilsvarer akkurat forskjellen mellom det energinivået som elektroene er i nå og et av de andre lovlige, høyere energinivåene. I praksis "sparkes" elektronet litt lengre vekk fra atomkjernen når dette skjer. Noen ganger tilføres så mye energi at elektronet frigjøres helt fra atomet. Vi sier da at atomet har "mistet" et elektron. Et atom som har mistet ett eller flere elektroner kalles for et ion.

Det som nettopp er beskrevet er nøkkelen til at strålingen vi mottar fra en stjerne avslører dens kjemiske sammensetningen. Hvert grunnstoff (eller molekyl - som er flere atomer bundet sammen kjemisk) har nemlig sine helt unike sett av lovlige energinivåer. Disse er like unike som fingeravtrykkene til et menneske. Og det er lys som brukes til å løfte elektronene opp i disse nivåene. Lyset fra en stjerne inneholder alle farger (energier), både de vi ser med vårt øye og de utenfor dette området. Det betyr at stjernelyset "tilbyr" alle mulige energier til den gassen det passerer gjennom. Skulle derfor f.eks. hydrogen ligge mellom jorda og overflaten til en stjerne, så vil hydrogenet fange opp akkurat den strålingen som har energi tilsvarende forskjellen mellom de lovlige energinivåene til hydrogen. Alt annet lys passerer uhindret gjennom med unntak for eventuell refleksjon. Riktignok går atomet straks tilbake til sin grunntilstand igjen ved at elektronet returnerer til sin opprinnelige plass, men det lyset som sendes ut når dette skjer sendes ut i en tilfeldig retning slik at sjansen for at det treffer oss er så å si null. Netto resultat blir at akkurat de fargene som tilsvarer overganger mellom lovlige energinivåer i hydrogenatomet mangler i større eller mindre grad når vi analyserer lyset fra stjernen med et spektroskop. Vi finner rett og slett mørke linjer i den regnbuen (spekteret) vi får når vi sender lyset gjennom et prisme eller et finmasket gitter. Og vi finner ut hvor mye hydrogen som er i gassen ved å måle hvor mye hydrogenlinjene i spekteret er svekket. Det samme gjør vi med alle andre grunnstoffer. På denne måten bestemmer vi hvilke grunnstoffer som finnes i gassen, og hvor mye det er av hvert av dem.

Normalt er det sammensetningen av stjernens egen overflate og atmosfære som vi bestemmer på denne måten. Stjernen er jo omgitt av sin egen atmosfære. På vår egen sol ser vi f.eks. et ca. 100-500 km tykt lag ved overflaten samt den ytre atmosfæren som raskt blir tynn etter hvert som vi fjerner oss fra overflaten. På sola har vi funnet 63 grunnstoffer på soloverflaten og i solas atmosfære på denne måten. Andre stjerner kan være omgitt av atskillig tykkere lag med gass. Novaer er et eksempel. Her har stjernen kastet av seg sitt ytre lag i en kjempemessig eksplosjon. Under slike eksplosjoner kan vi bestemme den kjemiske sammensetningen av gassen som kastes ut i verdensrommet.

Vi kan bruke samme metode også for gasståker som lyser fordi de ligger i nærheten av stjerner, men litt til side for stjernen. Det som skjer er akkurat det samme, men vi ser det på en litt annen måte. Hydrogenlinjene i spekteret fra gasståken er nemlig ikke mørke (svekket), men lyse (forsterket). Årsaken er at hydrogenet i gasståken først plukker opp lys fra den nærliggende stjernen akkurat som beskrevet ovenfor. Og siden gasståken ligger litt til siden for stjernen, så er dette lys som ikke ville truffet jorda om gasståken ikke hadde vært der. Elektronet faller umiddelbart tilbake til sin opprinnelige plass etter at det har fanget inn lyset fra stjernen. Elektronet kan enten "falle" direkte til grunnivået eller det kan "falle" via mellomliggende lovlige energinivåer. I første tilfelle sendes det ut lys med samme energi (farge) som atomet nettopp plukket opp fra stjernelyset. I det andre tilfellet sendes det ut lys med energi som tilsvarer energiforskjellen mellom de mellomliggende nivåene elektronet "faller" via. I et tenkt tilfelle vil vi kunne ha en stjerne som kun sender ut lys med høyere energi enn det vårt øye kan oppfatte (ultrafiolett lys, røntgenstråling og gammastråling). Atomene i gasståken nær stjernen ville fange inn noe av denne strålingen, og sende litt av dette ut igjen som lys i den synlige delen av spekteret. Og vi ville se bare de smale lysende stripene i spekteret akkurat for de fargene som gassen sendte ut. Vi får altså lysende linjer i spekteret når gassen ligger litt til side for stjernen (emisjonsspektrum), mens vi får mørke linjer når gassen ligger rett mellom oss og stjernen (absorpsjonsspektrum).

Østgård fortalte også om hvorfor lyset fra stjernene ser rødere ut enn normalt når det objektet lyset sendes ut fra beveger seg bort fra oss, og hvordan dette kan brukes til å bestemme hastigheten til objektet. Årsaken er at lys egentlig er elektromagnetiske bølger hvor fargen vi oppfatter bestemmes av bølgelengden til lyset. Rødt lys har f.eks. en bølgelengde på ca. 600 nanometer (10^-9m). Dette betyr at rødt lys har 100 000 bølgetopper pr. 6. cm. Blått lys har bølgelengde 440 nanometer, og altså 100 000 bølgetopper pr. 4,4 cm. Dersom et objekt som sender ut blått lys har flyttet seg 6 cm – 4,4 cm = 1,6 cm bort fra sola for hver gang 100 000 bølgetopper er sendt ut, så vil det være 100 000 bølgetopper pr. 6 cm når dette lyset kommer hit til på jorda. Vi oppfatter i så fall lyset som rødt selv om det ble sendt ut fra stjernen som blått lys. Dette tilsvarer en hastighet på ca. 90 000 km/s (relativistisk formel er brukt). Denne effekten kalles rødforskyvningen (lyset forskyves mot den røde delen av spekteret når objektet fjerner seg fra oss). Tilsvarende har vi en blåforskyvning dersom objektet beveger seg mot jorda.

Så dersom vi finner igjen fingeravtrykket av f.eks. hydrogen på "feil" sted i spekteret, så vet vi at objektet beveger seg i forhold til oss. Vi måler da hvor mye linjene er forskjøvet, og beregner hastigheten til objektet. Vi kan også avsløre dobbeltstjerner ved denne effekten. Mange av disse går nemlig i bane rundt hverandre på en slik måte at de vekselsvis beveger seg mot oss og fra oss i forhold til systemets felles tyngdepunkt. Vi vil da oppdage at de mørke absorpsjonslinjene i spekteret deler seg i to linjer like ved hverandre når de to stjernene beveger seg mot og fra oss, mens de går sammen til enkle linjer når de to beveger seg på tvers av linjen mellom oss og systemet. Svært mange dobbeltstjerner er avslørt på denne måten fordi denne metoden kan påvise tettere dobbeltstjerner enn det visuelle metoder kan. Vi kaller dem da spektroskopiske dobbeltstjerner.

Østgård kom også inn på en rekke andre fenomener i sitt lange foredrag som vi ikke går inn på her.

________________________________________

Referent : Birger Andresen.