HALSE WÜRTZ SPEKTRUM FYSIK C

Transkript

1 HALSE WÜRTZ SPEKTRUM FYSIK C Mælkevejen Newton side 3 Fototeknikken side 5 Relativitetsteorierne 1905 og 1915 side 6 Afstandsbestemmelse side 7 Den store debat i 1920 side 8 Artiklen her knytter sig til kapitel 1, Verdensbilleder Illustrationer: Gyldendals billedbibliotek s. 2 Astronomy Today, 2002 s. 3 Gengivet efter Fra Kaos til kosmos, Gyldendal 2000 s. 4 NASA s. 9 NASA/HST s. 10 ø ESO s. 10 n Forlaget har forsøgt/forsøger at finde frem til alle rettighedshavere i forbindelse med brug af billeder. Skulle enkelte mangle, vil de ved henvendelse til forlaget blive betalt, som om aftale var indgået. GYLDENDAL

2 Mælkevejen - verdensbilledet fra 1609 til 1924 Forståelsen af Mælkevejen begyndte med Galilei, da han i 1609 satte kikkerten for øjet og konstaterede, at natte-himlens lyse bånd kan opløses i utallige enkeltstjerner. Men først omkring 1920 kom der for alvor skred i forståelsen af Mælkevejen som vores egen lokale galakse, hvor Solen kun er en enkelt af de 100 milliarder stjerner. I skitseform følger nu hovedoverskrifterne i det forbavsende lange tidsrum, fra Galilei i 1609 erkendte stjernerne som Mælkevejens grundlæggende byggesten, til man i 1920 stod på vippen til et ganske nyt verdensbillede for hele Universet. Med moderne ord vil vi kalde det et paradigmeskift i stil med den revolution, Kopernikus satte i gang i 1543 ved at placere Solen i centrum af verden, og som Kepler fuldførte i Men hvorfor skulle der gå så lang tid før Mælkevejen var på plads? Newton En af fysikkens allerstørste, Isaac Newton, fuldendte Keplers 1619-verdensbillede ved at forklare årsagen til planeternes ellipseformede bevægelser omkring Solen. Med et enestående matematisk talent og en for tiden overraskende indsigt i fysikkens universelle love satte han lighedstegn mellem tyngdekræfter på Jorden på den ene side, og de gigantiske kræfter, der virker mellem Solen og planeterne på den anden. Kraftpåvirkningen fra Jorden på en kaffekop er årsagen til, at koppen falder. Kraftpåvirkningen fra Solen på Jorden er årsagen til Jordens årlige ellipseformede bevægelse rundt om Solen. En af Galileis tidlige kikkerter, hvormed han revolutionerede astronomien. Kikkertens beskedne størrelse står i direkte modsætning til den betydning, den fik for verdensbilledet. Opbevares på Museo di Storia della Scienza, Firenze, Italien. Størrelsen af kraften afhænger af legemernes indbyrdes afstand. Newton kunne matematisk vise, at denne afstand r skal regnes fra centrum af den ene kugle til centrum af den anden, når deres masse-fordelinger er symmetriske, som det gælder for Jorden og Solen. Ved tyngden på Jorden skal afstanden r regnes fra tyngdepunktet af kaffekoppen til centrum af Jorden. Tyngdekraften nær ved jordoverfladen ser ud til at være konstant, idet afstanden til Jordens centrum kun ændres ubetydeligt, når man stiger nogle meter til vejrs. På et højt bjerg er tyngdekraften måleligt svagere end ved bjergets fod

3 Newton var klar over, at det er Jorden, der kredser omkring Solen og ikke Solen, der kredser omkring Jorden, ligesom det er kaffekoppen, der falder ind mod Jorden og ikke Jorden, der falder ud mod kaffekoppen. Det forklarede han elegant ved at se på masserne, idet hastighedsændringen (accelerationen) er størst for den lette masse. Kræfterne er lige store, men virkningerne er det ikke. Newton var selv lidt bekymret over sit nye verdensbillede, for når alle masser i Universet trækker i hinanden, vil Universet have tendens til at kollapse, så stjernerne ramler ind i hinanden med et stort brag. Denne undren over Universets udvikling har holdt sig til den dag i dag, hvor det centrale spørgsmål i kosmologien stadig er: Hvordan kan Universet eksistere uden at falde sammen? Hvordan er det startet? Hvordan udvikler det sig? Uden at gå i detaljer skal vi konstatere, at massetiltrækningen bærer ansvaret for tyngdekraften, for stjernedannelsen med kredsende planeter, for galaksedannelsen, for dannelsen af galaksehobe og superhobe og for dynamikken i Universet som helhed. Samtidig er det helt centrale spørgsmål stadig, hvordan Universet opfører sig. På den helt store skala med hele Universet passer tingene ikke helt sammen. Her er der stadig meget, vi i dag undrer os over. Året 1687 er skelsættende for Newton, idet han udgiver sine ideer i den berømte bog Principia, der med et gør ham berømt i Europa som tidens førende videnskabsmand. De lærde tog hurtigt Newtons ideer til sig - de ideer, der afgørende gav Kopernikus, Kepler, Galilei m.fl. ret. Men for resten af samfundet og især for kirken skete skiftet langsomt. Den Katolske Kirke har først i 1986 rehabiliteret Galilei - men bedre sent end aldrig. En god del af nutidens mennesker tænker også fortsat Aristotelisk. Newtons kikkert Newton forbedrede kikkerterne fra Galileis tid betragteligt ved at bruge hulspejle i stedet for glaslinser. Newton viste matematisk, at et hulspejl med et tværsnit som en parabel kan gøre det ud for en glaslinse. Hulspejlet benyttes stadig og laves nu om stunder af et stabilt materiale, der pådampes en spejlende aluminiumsoverflade. Princippet i enhver stjernekikkert efter Newton. Kikkerten består af et rør med et hulspejl. Røret sørger for at holde uønsket lys ude, og hulspejlet samler lyset - fokuserer lyset - i et billede af objektet. Foran hulspejlet anbringes ofte et hjælpespejl, så billedet bliver dannet uden for kikkertrøret

4 William Herschel Den selvlærde William Herschel skal fremhæves i studiet af Mælkevejens opbygning da han allerede i 1785 fremsætter en teori, som med små modifikationer holder i dag. Herschel søgte at kortlægge Mælkevejens stjerner med et stort hjemmelavet teleskop. Han var født i Hannover, det daværende Preussen. Under syvårskrigen, hvor Preussen var i alliance med England mod resten af Europa, kom han med sit regiment til England. Her bosatte han sig efter krigen og ernærede sig i starten hovedsageligt som organist og musiklærer. Men den 13. marts 1781 opdagede han planeten Uranus, som han efter navnet på kongen kaldte George d. 3. Senere blev han udnævnt til kongelig astronom og kunne nu koncentrere sig om astronomien. I 1785 udgiver W. Herschel en afhandling, hvori han skitserer en model af Mælkevejen. Skitsen skal forstås som et lodret snit af en skive ud af billedet, hvori Solen er placeret lidt til højre for midten. Mælkevejens centrum, apex, er placeret i retning af de to grene. Kortlægningen er lavet under den forudsætning, at lyset ikke dæmpes undervejs fra stjerne til modtager. Det ved vi nu er forkert, og det er netop årsagen til, at han ikke observerede noget mellem de to grene bag apex. I Mælkevejens plan nær skivens centrum er der store gasskyer, der skygger for de bagvedliggende stjerner. Med den begrænsning, at Mælkevejen ikke er vist bag centrum, holder modellen den dag i dag. Størrelserne er dog ikke rigtige, og da W. Herschel senere fik et større teleskop, fandt han langt flere stjerner, hvilket fik ham til at konkludere, at Mælkevejen - og dermed Universet er "bundløst". William Herschels model over mælkevejen fra 1785 viser et snit gennem Mælkevejsskiven med centrum, apex, ca. midt i billedet. Man skal forestille sig Mælkevejen som en tallerken, der stikker ud af papiret. Vi ved nu, at opsplitningen til venstre for apex, centrum af Mælkevejen, skyldes lysets absorption i gasskyer nær centrum i Mælkevejens plan. Derfor så han ingen stjerner bag apex. Solen er markeret med gult lidt til højre for midten. Kortet holder i princippet den dag i dag med de forskelle, at Mælkevejen er symmetrisk omkring apex og at man på den tid opfattede Mælkevejen som synonym med hele verden

5 Fototeknikken Fotografiet er opfundet omkring 1816, hvor franskmanden Nicéphore Niepce laver det første holdbare billede ved lysets hjælp. I løbet af 1800-tallet blev fototeknikken forfinet, og i 1850 optog den amerikanske astronom George Bond for første gang et billede af stjernen Vega. Fordelene ved den fotografiske teknik er, at man kan 1 se langt svagere objekter, da filmen (i princippet) kan optages vilkårligt længe 2 dokumentere og arkivere optagelserne ved at gemme filmen 3 adskille optagelse og analyse. Spektroskopien I astronomien er man tvunget til at analysere det lys, der nu engang kommer til os. I vort lokale Solsystem kan man sende satellitter op og fotografere på nært hold. Men uden for Solsystemet må vi nøjes med lyset fra stjernerne. Astronomer har som W. Herschel i 1789 poetisk kaldt himlen "en rig have af blomsterbede" og senere et "laboratorium", hvor man kan eksperimentere ved at se på de forskellige opstillinger, der findes i form af stjerner. Informationsmængden øges voldsomt ved at analysere stjernelyset. Det sker i dag med et spektroskop, hvor lysmængden registreres som funktion af bølgelængden. Tidligere var man af gode grunde tvunget til at benytte øjets farvesans, og det er let at konstatere, at nogle stjerner er blålige, flere er almindeligt hvide og en del er rødlige. Spektroskopien blev helt revolutionerende for den kosmologiske forskning, da opdagelsen af forskydningen af bølgelængderne for de fjerne objekter førte til et totalt ændret billede af det samlede univers. Solens lys var naturligt nok det første man kastede sig over omkring i 1840-erne. Lyset fortæller dels om temperaturen på Solens overflade og dels om de kemiske stoffer, der findes der. Sollyset kunne direkte sammenlignes med lyset fra atomerne i laboratoriet, og det er fortsat et centralt astronomisk forskningsfelt. Science is a refinement of everyday thinking. (Albert Einstein) - 5 -

6 Relativitetsteorierne 1905 og 1915 Albert Einstein er givetvis den største fysiker i det 20. århundrede. Fra at være en anonym embedsmand på patentkontoret i Bern, hvor han uden den store opmærksomhed udgav flere artikler i perioden 1902 til 1904, blev han med ét berømt i 1905, hvor han udgav en række artikler. 1 marts: om lyskvanter til forklarelse af den fotoelektriske effekt, hvilket gav ham Nobelprisen i fysik i april: om bestemmelse af molekylers størrelse, hvilket gav ham doktorgraden i fysik ved universitet i Zürich. 3 maj: om brownske bevægelser, hvor han lavede vores nuværende model for luftmolekylernes bevægelse på grund af molekylernes kinetiske energi (termisk energi). 4 maj: den specielle relativitetsteori, hvor han justerer Newtons mekanik fra 1687 for legemer med hastigheder i nærheden af lyset. 5 september: en videreførelse af den specielle relativitetsteori, hvor han påviser sammenhængen mellem energi og masse: E = m c 2 Med disse artikler blev han med ét kendt i den akademiske verden. I perioden 1908 til 1914 er han ansat flere forskellige steder og i lyntempo avancerer han i graderne til professor ved Det Preussiske Akademi i Berlin, hvor han ankommer kort før 1. verdenskrigs udbrud august I 1915 udgiver han den almene relativitetsteori, hvori han påviser, at geometrien i verden (rummets krumning) påvirkes af de masser, der er i det. Einstein forklarer herved en drejning af Merkurs elliptiske bane omkring Solen, som man kun delvis havde kunnet forklare med Newtons fysik. I maj måned 1919 blev hans teorier om ækvivalensen mellem energi og masse påvist ved to på hinanden følgende solformørkelser ved, at lyset fra stjernerne afbøjes af Solens tyngdefelt. I mørket under den totale solformørkelse kunne man iagttage, at stjernerne på himlen nær Solen så ud til at have rykket sig ind mod denne. På den måde flyttede de sig i forhold til resten af stjernerne, der ikke havde Solen i nærheden. Fra at være kendt i forskerkredse blev han nu via avisoverskrifterne verden over kendt af alle

7 1920 fuldfører han en artikel om relativistisk kosmologi, som danner fundamentet for vores nuværende kosmologiske forståelse af verden. Heri har han overvejelser over Universets udvikling svarende til dem, Newton havde knap 250 år tidligere. Einstein vælger at indføre en kosmologisk konstant kaldet Λ (stort græsk lambda), der bevirkede, at han fik et statisk univers, der ikke kollapsede. Talværdien af denne konstant har man været meget usikker på, og er den dag i dag stadig et af de helt store spørgsmål i kosmologien. Afstandsbestemmelse Ved at udnytte Jordens årlige kredsløb omkring Solen kunne man påvise, at de nærmeste stjerner fra Jorden "ser ud til at flytte sig" i forhold til resten af stjernerne. Fænomenet kaldes parallakse. Det har været benyttet til afstandsbestemmelse siden Oprindeligt var stjernernes manglende parallakse årsagen til, at Aristoteles, Ptolemaios, Tycho Brahe og mange flere i tidens løb valgte at sætte Jorden i centrum for Universet. Men nu var målenøjagtigheden stor nok til, at parallaksen kunne bruges til afstandsbestemmelse for de nærmeste stjerner. Den kunne dog ikke bruges på tågerne, de var åbenbart var for langt væk. Cepheider havde været kendt siden Det er en type stjerner, som pulserer med en præcis periode på nogle døgn. I 1908 opdagede Henrietta Swann Leavitt, at der er en nøje sammenhæng mellem lysstyrken og svingningstiden for cepheiderne. Ved at undersøge 16 cepheider i Den Lille Magellanske Sky, som hun antog alle havde samme afstand til Jorden, kunne hun påvise en direkte sammenhæng mellem lysstyrken og perioden af de variable stjerner. Danskeren Einer Hertzsprung brugte princippet ved en sammenligning med parallaksen målt ud til Den Lille Magellanske Sky. Men afstandene lå på grænsen af det mulige med denne metode, og derfor var resultatet ikke ret nøjagtigt. Den amerikanske astronom Harlow Shapley arbejdede videre med Cepheidemetoden fra 1912 til 1918, hvor han løste problemet med at få de to metoder til at stemme overens. På den måde fik man en standardlyskilde i verdensrummet, som kunne bruges til afstandsbestemmelse. Ved at måle perioden for svingningerne kan man slå lysstyrken op i en tabel, og ved at gå ud og måle lyset, man modtager, kan afstanden beregnes. Det - 7 -

8 gav for første gang mulighed for at bestemme afstandene til de af tågerne, der kunne opløses i enkeltstjerner. Det fik store konsekvenser for verdensbilledet. Den store debat i 1920 Efter 1. verdenskrigs afslutning i 1918 var man begyndt at få samling på tingene. Efterhånden var astronomerne delt i to lejre. Den ene lejr holdt på, at de mange tåger skyldes galakser som vores egen Mælkevej - blot langt ude i rummet. De kaldte Mælkevejen for et ø-univers for at antyde, at Universet består af mange øer. Den anden fløj holdt fast på W. Herschels opfattelse fra 1785, som vi har set ovenfor, at verden slutter med Mælkevejen. Situationen mindede om tiden omkring Kopernikus, hvor han ændrede verdensbilledet ved at sætte Solen i centrum af verden, hvor Jorden havde været tidligere. Videnskaben var i krise. Flere astronomer som Kapteyn, Shapley m.fl. var i færd med en kortlægning af Mælkevejen indefra. De vedblev at have overbevisningen, at Mælkevejen udgør hele verdensrummet. Kapteyn målte stjerners afstande og hastigheder i forhold til Jorden. Shapley målte i stedet på afstandene til de kuglehobe, der er i umiddelbar nærhed af Mælkevejen. Andre astronomer, deriblandt Vesto Slipher, Heber Curtis, Ejner Hertzsprung m.fl. havde målt bevægelser for nogle af spiraltågerne på himlen. Det var ikke de enkelte stjerner, men derimod hele tågens samlede bevægelse. Da de samtidig ikke kunne måle nogen parallakse i forhold til Jordens årlige omløb omkring Solen, måtte de konkludere, at spiraltågerne dels var langt væk og dels bevægede sig med meget store hastigheder. Det fik dem igen til at konkludere, at spiraltågerne måtte være uden for Mælkevejen. I et forsøg på at nå til afklaring valgte man på årsmødet i USA s National Academy of Science i 1920 at sætte en dag af til debatten om ø-univers-teorien og Mælkevejen. Det blev Shapley og Curtis, der skulle debattere som repræsentanter for hvert sit synspunkt som ved en politisk debat. Der kom dog ikke den store klarhed ud af det. Men det kom til at markere et vendepunkt, hvor alle var klar over, at det enten var det ene eller det andet verdensbillede, der var det rigtige

9 Diskussionen fortsatte, og først omkring 1923 kom der for alvor argumenter på bordet. Det skete da den senere berømte astronom Edwin Hubble benyttede cepheidemetoden udviklet tidligere af Leavitt, Hertzsprung og Shapley til bestemmelse af afstanden til Andromedaspiraltågen. Hubble opløste tågen i enkeltstjerner og fandt tilfældigvis en cepheide. Altså en variabel stjerne, som kunne bruges som standardlys. Ved at måle perioden kunne han slå dens lysstyrke op i tabellen, og ved at måle lyset fra stjernen kunne han beregne afstanden. Han fandt en afstand på knap 1 million lysår, hvilket var beviset for, at Andromedatågen er en galakse uden for Mælkevejen - i øvrigt meget lig Mælkevejen, har det senere vist sig. Moderne målinger giver en afstand på ca. 2,5 millioner lysår til Andromedagalaksen. Hubble offentliggjorde resultatet i 1924, og dermed forstummede diskussionen af, om der er mere i verden end Mælkevejen. Nu blev spørgsmålet i stedet: Hvor stor er verden så? Et moderne billede af Andromedaspiraltågen M31, som Edwin Hubble i 1924 påviste måtte ligge uden for Mælkevejen. Andromedagalaksen minder meget om Mælkevejen i type og form og med de mindre kuglehobe i nærheden uden for den tallerkenformede skive

10 Mælkevejen år 2005 De moderne teleskoper kan "se" uden om de tåger, der findes nær Mælkevejens centrum. Det sker ved at benytte radiobølger og infrarødt lys, som ikke absorberes af gassen. Nu om stunder kan man opløse enkeltstjernerne i galaksens centrum, og det har givet en større overraskelse i form af et sort hul. Man har målt en stjerne, som kredser i sin elliptiske Keplerbane omkring det galaktiske centrum med en omløbstid på kun ca. 18 år. Det lyder måske ikke af noget særligt, men Jorden er ca. 225 millioner år om et tilsvarende kredsløb om Mælkevejens centrum. For at en stjerne kan have så kort en omløbstid, må massen i centrum være omkring 7, eller 2,6 millioner solmasser vel at mærke i et enkelt objekt, som man ikke kan se! Det regnes i øvrigt for det første "bevis" for, at der findes et sort hul i centrum af Mælkevejen. Tilsvarende regner man med, at der findes sorte huller i centrum af de øvrige galakser i verden Mælkevejens sorte hul Et vidvinkelbillede taget fra Jorden i det infrarøde område i retning mod Mælkevejens galaktiske centrum. Man bemærker det kraftige lys i skivens plan og at skiven er kuppelformet på midten. Stjernerne i billedet ser ud til at være uden for skiven. Det er blot stjerner i Mælkevejen, der tilfældigvis befinder sig tæt på vores eget solsystem. "Billede" af mælkevejens centrale sorte hul. Korset i centrum markerer det massive, usynlige objekt SGR A*, som stjernen S2 kredser omkring. Omløbstiden for stjernen S2 er beregnet til ca. 18 år, hvilket giver en masse på omkring 2,6 millioner solmasser for det centrale usynlige objekt. Det opfatter man i dag som "beviset for", at SGR A* er et sort hul. På billedet til venstre ses det sorte hul, SgrA* og stjernen, S2 oven i hinanden. Det er synsbedrag og svarer til at Keplerellipsebanen for S2 hælder i forhold til synsretningen fra Jorden. Nyd animationen af S2-bevægelsen på ESO s hjemmeside