Astronomi & Universet, del I.

Transkript

1

2 2 Astronomi & Universet, del I. Selv om det grundlæggende tema i Star Trek er at udforske, og undersøge Universet, virker det som de har det "meget nemt derude i fremtiden". Al den viden de kan trække på fra tidligere tiders opdagelser, og eksperimenter; virker jo nærmest som en guldgrubbe af viden de blot kan række ud efter på Visdommens Træ, og plukke som modne frugter. Men hvad er det så "tidligere" tiders astronomer, og fysikere har måtte opdage, opfinde og udforske af viden? Da jeg i sin tid blev bedt om at skrive naturvidenskabelige artikler til bladet, var jeg lidt betænkelig - kunne jeg fastholde læserens interesse for artiklen, og samtid bevæge mig på et niveau, hvor så mange som muligt kunne følge med, uden at det blev alt for "formelpræget". Efter positiv respons på 2 artikler, har jeg besluttet, at gå tilbage til begyndelsen - rent bogstaveligt. Læseren skal indvies i grundlæggende fysik, matematik og astronomi. Dette vil bevirke, at jeg vil kunne bevæge mig mere frit, og gennemgå flere emner - på et langt mere nuanceret niveau. Faget astronomi kan dateres tilbage til Antikken. Græske astronomer lærte dengang, at ved at observere himlen og resonere over det de så, at de kunne finde ud af hvordan Universet hang sammen. Astronomer benytter nemlig de fysiske love til at skabe testbare teorier, og modeller i et forsøg på at forstå Universet. Den videnskabelige metode bestående af observation og logisk resoneren, er blevet den dominerende kræft indenfor naturvidenskab over de sidste 400 år. En naturvidenskabsmand (eller kvinde) vil forsøge, at forstå tingenes tilstand ved at fremsætte en såkaldt hypotese, som er en idé, der ser ud til at forklare et fænomen. Hypotesen må dog ikke komme i konflikt med allerede eksisterende observationer og eksperimenter - for så ville den være forkert. Hypotesen skal også kunne udsættes for test og først når den har modstået disse test, ved korrekt at forudsige resultater af kommende eksperimenter/observationer, kan naturvidenskabsmanden begynde at tro, at hypotesen er brugbar Naturvidenskaben "opdager" altså ikke det mange kalder absolut sandhed - verden bliver i stedet beskrevet ved modeller og teorier. Et eksempel er modellen af atomet; en elektron i bane omkring en central kerne, en billedlig beskrivelse af hvordan man forestiller sig det ser ud. Mange har opfattelsen af, at astronomer kun beskæftiger sig med ting meget langt væk. Dette er langt fra tilfældet; forskeren Isak Newton havde succes med at udvikle de love der kunne beskrive planeternes bane omkring Solen. De love kalder man i dag Newtons Love. Lovene beskæftiger sig med begreber som: kræfter, masse, acceleration, momentum og energi. Udgangspunktet er ideen om, at visse fysiske størrelser forbliver uændret selvom Universet udvikler sig. Meget rammende kaldes disse love for konservative love, og størrelserne er: Energi, Momentum og Angulært Momentum I henhold til disse love er den totale energi i et system konstant. Der kan være forskellige typer af energi i systemet, som omdannes til hinanden, men den totale sum er altid konstant. Men hvad er energi helt præcist?! Energi defineres som "evnen til at udføre et stykke arbejde", og arbejde defineres igen som "udøvelsen af en kræft over en afstand". Lad os kigge på to former mekanisk energi kan befinde sig i: Kinetisk Energi: er energien som forbindes med bevægelse. E KIN = ½mv 2 Hvor m er objektets masse (vægt), og v er objektets hastighed. Potentiel Energi: er energien som forbindes med objektets position.

3 E POT = mgh Hvor m er objektets masse, g er acceleration - på Jorden er den lig med 9,8 m/s 2, og h er højden objektet har i forhold til et reference punkt; f.eks. Jordens overfalde. Nu til et eksempel: Lad os forestille os, at vi holder en bold, med massen m, et stykke h over gulvet. Lige i det øjeblik vi slipper bolden, er al boldens energi af potentiel art - den er jo ikke begyndt at røre på sig endnu. Efterhånden, som bolden accelererer mod gulvet, omdannes E POT til E KIN I det øjeblik bolden rammer gulvet er al dens energi af kinetisk art; højden over gulvet er jo lig med nul. Når vi ser bort fra tab, kan energien ved start sættes lig energien ved slut: Altså hastigheden som bolden rammer jorden med er uafhængig af dens masse; i vacuum vil en hammer falde lige så hurtigt som en fjer. Derudover er der nogle andre fysiske begreber der er nyttige at kende. Impulsen (engelsk; "momentum") af et system er et udtryk for bevægelsesmængden, og defineret som: p = mv Husk: v er objektets hastighed, som har både størrelse og retning -så det har impulsen også Hvis vi i eksemplet med bolden havde regnet på hele systemet, dvs. inkluderet jorden i ligningerne, havde der været impulsbevarelse (ved det at jorden ville accelereres, ganske lidt, mod bolden). Impulsmomentet (engelsk; "angular momentum") af et roterende objekt er så et udtryk for mængden af rotation omkring en akse, og defineret som: L = mvr, hvor r er afstanden mellem aksen og objektet, og v er den lineære hastighed af objektet. For god ordens skyld kan tilføjes at ændring i impulsmoment per tidsenhed, kaldes kraftmoment på dansk og "torque" på engelsk. De konservative love kræver, at både størrelse og retning af L ikke ændres uden ydre påvirkning. Lovene bruges således til, at bestemme mange ting i Universet. Men de love som Newton kom frem med, bruges den dag i dag også når det drejer sig om konstruktionen af maskiner, bygninger og broer! Den industrielle revolution har faktisk sin oprindelse i de teoretiske og matematiske fremskridt indenfor astronomien. Astronomerne bruger et sæt fysiske principper kaldet De Fysiske Love, til at fortolke deres observationer, og forstå de processer der finder sted i Universet. Lys, og dennes forbindelse til masse er meget vigtig for astronomerne. Ved at forsøge, at forstå hvordan objekter udsender stråling, og denne vekselvirker med stof, kan man opnå de nødvendige redskaber til at analysere de informationer der kommer fra stjernerne og galakserne - og dermed Universets udvikling Indtil "for nyligt" kom al vor viden omkring det fjerne Univers via synligt lys. Astronomerne benyttede teleskoper til at observere og analysere det synlige lys, de modtog. Men i slutningen af det 19'ende århundrede opdagede videnskaben det ikke-synlige lys: Røntgen, infrarød og gammastråling. Radio og mikrobølger. Samt ultraviolet lys. 3 Størrelse af en proton Fig. 3 Størrelse af et atom Størrelse af en virus Størrelse af menneske Diameter af Jorden Diameter af Solen Afstanden mellem Jorden og Solen Afstanden til nær- meste stjerne Diameter af Mælkevejen Størrelse af det synlige univers

4 4 ud over hele Universet men er derimod samlet i galakser; som er de største individuelle objekter der findes. Vor egen galakse Mælevejen indeholder flere hundrede milliarder stjerner Galakserne findes i mange forskellige størrelser og former. Nogle er meget små, med blot få hundrede millioner stjerner, mens andre er de rene kannibaler, som æder andre galakser med enorm hastighed. Fig. 1 Teleskoperne placeres enten på Jorden, eller i kredsløb om Jorden, og giver os så informationer om f.eks. neutronstjerner, kvasarer og sorte huller. Jeg vil ikke komme så meget mere ind på stråler og teleskoper, da disse emner sagtens kan klare deres egne artikler. Jeg vil derimod forsøge, at lave en række artikler "som rækkefølgen" ud i Universet, det vil sige, at jeg starter med et der er tæt på, og bevæger mig ud ad i Universet. Studiet af stjernerne i 1920, og 30'erne bevirkede, at fysikerne i 1950'erne lærte at efterligne de termonukleare relationer bl.a. i Hydrogen bomber. Som stor kontrast til dette findes A-kraft som er en kilde til ren energi. Kigger vi længere ud i rummet, finder vi stjernehobe, og skyer af glødende gas kaldet stjernetåger. Disse objekter kan fortælle os om stjernernes livscyklus. Nogle ender deres liv som supernovaer, hvor de dør i en voldsom eksplosion. Ved denne eksplosion afleverer stjernen materiale til det interstellare rum, som så bliver beriget, og dette skaber igen nye stjerner. Solen og planeterne er dannet af sådanne materiale - så man kan godt sige, at mennesket er skabt af stjernestøv Stjernerne kan også ved deres død omdannes til pulsarer, sorte huller og andre mere "dystre" objekter. Andre typer af objekter er kvasarer som er de ældste objekter man kender til; da de er de fjerneste man kender til. De ser ud som stjerne, visuelt i hvert fald, men de stråler med samme lysstyrke som flere hundrede galakser! Endelig kan man, ved at observere galaksehobe, se på hvilken type Univers vi lever i. De fleste astronomer mener, at hele Universet startede i et såkaldt Big Bang, som foregik på én gang, over hele rummet. De grundlæggende redskaber til brug indenfor astronomien blev udviklet for lang tid siden, og er ganske lige til: Se fig. 1 En vinkel defineres som: en afstand mellem linier som mødes i ét punkt. 1 grad skrives med symbolet En, fuld rund cirkel er 360 Går man den anden vej, inddeles 1 i bueminutter; betegnes med, således at 1 = 60, og 1 bueminut er 60 buesekunder : 1 = 60 Vinkelmåling, eller den angulære størrelse af et objekt, kan konverteres om til en lineær størrelse, hvis vi kender afstanden til objektet : se på Fig. 2: Lad os se på formlen, og derefter beregne en afstand. Astronomer beskæftiger sig som regel med objekter, der kun fylder en meget lille del af himlen. Lad os antage, at objektet fylder en vinkel a, og er afstanden d fra observatøren. Ved at studere galakserne lærer astronomerne meget omkring Universets skabelse og skæbne. Stjernerne er ikke fordelt jævnt Fig. 2

5 Den lineære størrelsen D beregnes således: 5 Tallet er lig med - det totale antal buesekunder i 360 divideret med omkredsen af en cirkel, hvis radius er lig med 1 (enhedscirklen). Nu til eksemplet, som også giver en fornemmelse af størrelserne i formlen: Den 3. juli befinder planeten Jupiter sig 824,7 millioner kilometer sig fra Jorden. Og den dag var vinklen 35,72 buesekunder. Indsat i formlen får vi: I astronomien kommer man ofte ud for at skulle beregne "ekstreme størrelser", og størrelser som en million million milliard er nok mere forvirrende, end betegnende. Så derfor bruges tallet 10 efterfulgt af en eksponent, man kalder også dette for 10-potensen. Eksponenten fortæller hvor mange nuller der skal skrives: 10 0 = = = 100, etc. Eksponenten fortæller altså hvor mange 10'ere man skal multiplicere for at få den ønskede størrelse. Afstanden mellem Solen, og Jorden er km - eller skrevet efter ovennævnte metode: 1,5 x 10 8 km. Men det kan også bruges den anden vej: brøken skrives som 10-1, og således er der hermed grundlag for at bevæge sig i begge retninger inden for de "ekstreme" størrelser i fysik, og astronomi, se Se Fig. 3 på side 3. Vi er dog langt færdige, når det gælder afstande og betegnelsen af disse - for når vi snakker om afstande i solsystemet, benytter astronomerne sig af en længdeenhed kaldet en astronomisk enhed; AE, og 1 AE = 1,496 x 10 8 km. Afstanden mellem Solen, og Jupiter er 5,2 AE. En anden længde, man også benytter sig er lysår, som er den afstand lyset rejser i løbet af et år: 1 ly = 9,46 x km, eller 1 ly = 63,240 AE. Og sluttelig gør man også brug af en anden enhedslængde kaldet parsek, og den defineres som den afstand ved hvilken 1 AE dækker en vinkel af et buesekund: 1 pk = 3,09 x km = 3,26 ly. Se Fig. 4 Fig. 4 Mange astronomer foretrækker, at benytte parsek når de skal beskrive interstellare afstande, da definitionen er tæt relateret til metoden med at måle afstande til stjernerne. Mange fysikere foretrækker at bruge lysår, da den enhed korresponderer med et af Naturens vigtigste størrelser - lysets hastighed. Jeg foretrækker, at stoppe her, da den verden af enheder, som astronomer, og fysikere vælger at "løbe" rundt i, et stykke hen ad vejen, er et spørgsmål om personlig smag - bliver det nødvendig vil jeg i artiklen kort redegøre for eventuelle andre enheder/størrelser. Jeg håber, at jeg med den artikel, har vist et glimt af den enorme, detaljerede verden som man kan beskæftige sig med, når det drejer sig astronomi og fysik. I den næste artikel vil jeg beskæftige mig med himlen oven over os.

6 6 Astronomi & Universet, del II En af de ting, der er med til at gøre Star Trek så interessant er, at de ting der er videnskabelige, faktisk har været forbi folk, der ved noget om det. Det betyder, at når der snakkes om astronomi, ja så er det ikke blot en masse smarte ord - det er virkelighed, der beskrives i de fleste tilfælde. Derfor er det også interessant at vide noget om virkeligheden for bedre at kunne nyde Star Trek. Som det er tilfældet med så mange ting her i livet, er det meget mere interessant, når man har en baggrundsviden. Konstellationer på himlen Ordet konstellation stammer fra latin, og betyder "gruppe af stjerner". På moderne stjernekort er himlen delt ind i 88 konstellationer - eller stjernebilleder om man vil - og de bruges til at specificere særlige områder på himlen. Lad os se nærmere på, hvordan stjernerne får deres navne, og hvordan stjernekataloger skabes: Navngivningssystemet blev opfundet i begyndelsen af tallet, og bygger på det græske alfabet, samt latinske konstellationsnavne. Se faktaboks nr. 1 for alfabetet i sin fulde længde. De 12 mest kendte konstellationer er nok Dyrekredsen: Tvillingerne, Fiskene, Løven, Krebsen, Skorpionen, etc. De ligger som et bredt bånd hen over himlen, omkring Solens bane. Alle planeterne i vort solsystem på nær Pluto har deres baner indenfor Dyrekredsen. Kigger man f.eks. på den klareste stjerne i himmellegemet Løven kigger man på en stjerne, der har betegnelsen a Leonis - Alpha fordi det er den klareste stjerne, og Leonis fordi det er det latinske navn for Løven. Men med dette system kommer man ikke så langt; der er alt for mange stjerner! Så derfor gør astronomerne det, at de benytter sig af betegnelser fra standard-stjernekataloger. Dem er der en hel del af: Bonner-Durchmusterung-kataloget fra midten af tallet. Tysk katalog, som består af ca stjerner. Hver stjerne i har et "BD-nummer". Henry Draper-kataloget, fra starten af 1900-tallet. Amerikansk katalog, hvor stjernerne har et "HD-nummer". Tusindvis af svage objekter er katalogiseret af en fransk astronom ved navn Charles Messier. Objekter i hans katalog har "M-numre". Orion-tågen er objekt nummer 42 i kataloget; og hedder således M42. Et andet stort katalog hedder på engelsk New General Catalog, og objekter herfra starter alle med betegnelsen "NGC". Krabbe-tågen hedder f.eks. NGC Nu er det ikke således, at stjernehimlen er statisk, faktisk skifter den udseende nat for nat, time for time. Konstellationerne, som man kan gå udenfor og observere, skifter plads og position oppe på himlen på grund af Jordens bane omkring Solen. Konstellationerne kan man faktisk bruge til at orientere sig på nattehimlen med. Prøv at finde forskellige kort og gå derefter udenfor og se om du kan finde objekterne på himlen. Bliver du rigtig dygtig, kan du snart bevæge dig "rundt på himlen" uden hjælp fra et kort. Stjerner på en kugle Når man kigger på himlen kan man meget nemt tro, at man ser millioner og atter millioner af stjerner - men det menneskelige øje er kun følsomt nok til at kunne opfatte ca stjerner, og da kun halvdelen af himlen er over horisonten til hver en tid, så bliver det "kun" til 3000 stjerner. For en kort beskrivelse af hvad en stjerne er, se faktaboks nr. 2 Jordens rotation fra vest mod øst hver 24. time er årsagen til, at vi har dag og nat, og at stjernerne står op i øst og går ned i vest - ligesom Solen og Månen. I oldtiden troede man, at Jorden var placeret i universets centrum. Man troede desuden, at stjernerne sad fast på en stor kugle - en såkaldt himmelkugle. Stjernerne er rent faktisk placeret i forskellige afstande fra Jorden, mange af de synlige stjerner er mellem 10 og 1000 lysår væk. Lige så det er på plads - et lysår er den afstand lyset med en hastighed af ca km/sek. når at tilbagelægge på et helt år, eller 9,46 millioner millioner kilometer. Afstanden til stjernerne er imidlertid så store, at de ikke ser ud til at bevæge sig; det virker som om de "sidder fast" på indersiden af en stor kugle. Selv om denne betragtning ikke er rigtig er den ret så nyttig, da vi kan bruge den til at angive himmellegemers position på himlen.

7 forårspunktet, og den kan være alt mellem 0 og 360, men ofte omregner man graderne til tid i stedet for; mere om dette senere i artiklen. 7 Årstidernes skiften, og Jordens rotation Ud over Jordens egen rotation omkring sin egen akse (som tager 24 timer), tager det Jorden ca. 365,25 dage at komme en fuld cirkel omkring Solen. Årstidernes skiften skyldes, at Jordens akse hælder i forhold til det plan Jordens bane befinder sig i. Ved at projicere Jordens geografiske koordinater ud på denne imaginære kugle får vi fastsat retning og orientering på kuglen. Himmelpolerne danner vi altså ved at projicere Jordens geografiske nord- og sydpol direkte ud på kuglen. Himmelækvator dannes ligeledes ved at projicere ækvator direkte ud på kuglen. Disse to cirkler gør, at vi nu har værktøjet til at kunne skabe et koordinatsystem, med hvilket vi kan angive positionen på et objekt overalt på himlen. Lad os se nærmere på dette koordinatsystem. Efterhånden som Jorden bevæger sig rundt om Solen, bibeholder den sin "skæve" hældning; og så vender den nordlige og sydlige halvkugle henholdsvis bort fra, og mod Solen. Dette giver vinter og sommer. Efterår og forår dannes når de to halvdele modtager lige meget stråling fra Solen. Vi kan repræsentere årstidernes skiften på kuglen ved at se nærmere på Solens bane i forhold til baggrundskonstellationerne. Efterhånden som Jorden bevæger sig rundt i sin bane, ser det ud som om Solen gradvist skifter position fra dag til dag - set i forhold til baggrundsstjernerne. Solen danner altså også en bane på himlen i løbet af et års tid. Denne "tilsyneladende" bane på kuglen kaldes ekliptika, eller sagt på en anden måde - ekliptika er en storcirkel på himmelkuglen, som tegnes af Solens (tilsyneladende) bane; som i virkeligheden er Jordens bane igennem Dyrekredsen. Vinklen mellem ekliptika og ækvator er ca og det betyder, at de to cirkler skærer hinanden to steder; i forårspunktet og efterårspunket. For at kunne angive et objekts position på himlen, benytter astronomer sig af et system, bestående af to vinkler, kaldet deklination og rektascension. Det er meget lig geografisk længde- og breddegrad på Jorden. Deklination svarer til breddegrad på Jorden. Med deklination måler man, hvor mange grader nord eller syd for himlens ækvator stjernen befinder sig. Rektascension svarer til længdegrad på Jorden. Med rektascension måler man vinklen mellem stjernen og Der er som sagt ca. 365,25 dage i et år og 360 i en cirkel, så Solen bevæger sig rundt langs ekliptika med en hastighed af ca. 1 hver dag. Som vist på figuren mødes ekliptika og

8 8 Faktaboks 1 Det græske alfabet består af 24 bogstaver: α : Alpha, β: Beta, γ: Gamma, δ: Delta, ε: Epsilon, ζ: Zeta, η: Eta, θ: Theta, ι: Iota, κ: Kappa, λ: Lambda, µ: Mu, ν: Nu, ξ: Xi, ο: Omicron, π: Pi, ρ: Rho, σ: Sigma, τ: Tau, υ: Upsilon, φ: Phi, χ: Chi, ψ: Psi og ω: Omega. himmelækvator kun i to punkter, som er placeret modsat hinanden på kuglen. Begge punkter kaldes også for jævndøgn, og betyder oversat fra latin "lige nat". Når Solen befinder sig i et af disse to punkter, er nat og dag nemlig lige lange; det vil sige 12 timer - og det over hele Jorden! Imellem disse to punkter er der andre to punkter, som også er vigtige. Det nordligste punkt på ekliptika (i forhold til himmelækvator) kaldes sommer-solhverv. Her er Solen så langt væk fra himmelækvator, som den kan komme. Ved vinter-solhverv er Solen så langt væk den kan komme i sydgående retning. Det var lidt om Jordens bane omkring Solen - hvad så med Månen? Meget tidligt fandt astronomerne ud af, at Månen har sin bane omkring Jorden. Månen er ca. 4 uger om at komme hele vejen rundt om Jorden. Set fra Jorden er Månen aldrig langt fra ekliptika og det betyder, at Månens bane gennem konstellationerne er meget tæt på Solens egen bane. Månens bane holder sig inden for det område der kaldes Dyrekredsen; der består af de 12 stjernetegn. Både Solen og Månen udøver det man kalder et gravitationelt træk på Jorden. Jeg vil gennemgå dette emne senere, lige nu er det nok at vide, at tyngdekræften er den universelle tiltrækning mellem alt stof i Universet. Solens og Månens gravitationelle kræfter påvirker Jordens rotation, fordi Jorden ikke er en perfekt kugle. Vores planet er lettere fladtrykt - den er en smule tykkere rundt om ækvator, end den er fra pol til pol. Jorden diameter omkring ækvator er 43 kilometer mere, end den er fra pol til pol. Trækket fra Solen og Månen ændrer retningen af Jorden rotation: På grund af præcession ændres stjernernes koordinater sig hele tiden. Det er ikke særlig meget, men over et langt tidsrum bliver det alligevel til en hel del. For at kunne tage højde for dette, noterer astronomer altid en dato, hvor et sæt koordinater er helt nøjagtige. Astronomer og tid Før i tiden var det astronomernes fornemste opgave at "holde øje med tiden". Dengang afhang f.eks. en hel høst af, at der blev sået på det rigtige tidspunkt. Men selv i dag, er det vigtigt med korrekt tidsanførsel - tænkt på togene, hvor der kører flere sæt på samme spor; helst på forskellige tidspunkter. For mange tusind år siden blev soluret opfundet for at holde øje med "tilsyneladende soltid". Det blev anført som den tid det tog for Solen, at gå fra middag en dag til middag næste dag. Til mere formelle tidsmålinger gør astronomerne brug af meridianen, som er en stor-cirkel, der går gennem polerne på den himmelske kugle, samt et punkt der er lodret over observatøren; Zenit. Lokal eftermiddag opstår når Solen krydser meridianen lige over horisonten. Lokal midnat er når Solen gør det modsatte under horisonten. Krydsningen af meridianen af et hvilket som helst objekt på himlen kaldes "meridian-passagen meridian-passagen". Oldtidens observatører opdagede hurtigt, at Solen ikke er et godt objekt at måle tid efter. Varigheden af en "tilsyneladende soldag" varierer jo fra sæson til sæson. Der er flere årsager til dette, primært fordi Jordens bane ikke er perfekt cirkelformet, den er nærmest ellipseformet. Situationen kan sammenlignes med en snurretop. Hvis snurretoppen ikke drejer rundt, vil tyngdekraften trække toppen til den ene eller den anden side. Når snurretoppen drejer rundt, vil den kombinerede effekt af tyngdekraft og rotation bevirke, at toppens egen rotationsakse udviser en cirkelbevægelse - kaldet præcession. Solen og Månen trækker i Jorden i hver sin retning, og forsøger at få en rotation vinkelret på ekliptika, men fordi Jorden drejer rundt bevirker det, at Jordens rotationsakse udviser en cirkel på himlen, hvor den hælder 23,5 i forhold til en ellers vinkelret linie. Jeg vil komme mere ind på det senere, men lige nu er det nok at vide, at Jorden bevæger sig hurtigere rundt i sin bane når den er tæt på Solen, end når den er langt væk fra Solen. Men selv om vi havde en perfekt bane, gør Jordens hældning sit til, at det ikke ville fungere med Solen som tidstager. For at komme udenom alle disse problemer, har astronomer opfundet en "gennemsnits-sol gennemsnits-sol", som bevæger sig langs med den himmelske ækvator med en ensartet hastighed. En "gennemsnits-soldag", er således præcis 24 timer lang, hverken mere eller mindre - det er faktisk det vores armbåndsure de måler.

9 Tidszoner er opfundet for bekvemmelighedens skyld i forbindelse med rejser, og generel kommunikation hen over landene. Jorden er delt i 24 tidszoner. I en såkaldt tidszone er alle, der befinder sig indenfor dette geografiske område, enige om at have samme tid på deres ure. Går man fra én tidszone, og ind i den lige ved siden, skal man stille uret 1 time frem eller tilbage, afhængig af i hvilken retning man bevæger sig. På Jorden svarer 1 time til en længde på 15. Faktaboks 2 En stjerne er en stor lysende gaskugle, som holdes sammen af sin egen tyngdekraft. En stjernes livsforløb afhænger af dens masse og lysstyrke. Stjerner dannes ved at interstellart stof fortættes og danner en såkaldt protostjerne. Den trækker sig sammen under sin egen tyngdekraft, og til sidst er den varm nok til at kunne opretholde kernereaktioner (fusion) i sit indre, hvorved sammentrækningen ophører. Herefter stråler stjernen via omsat kerneenergi. Når brændslet er brugt op afgør blandt andet stjernens masse hvilken skæbne, der bliver dens endeligt. Når stjernen til slut ikke råder over hverken brændsel eller tyngdeenergi ophører den med at stråle, og dør ud. 9 Selv om det er meget naturligt at stille vores ure efter Solen, er astronomerne sædvanligvis interesseret i at observere de fjerne stjerner. Astronomer benytter derfor såkaldt stjernetid, som er baseret på Jordens rotation i forhold til stjernerne, til at bestemme himmellegemers positioner. Hvis du vil observere en bestemt stjerne eller galakse, skal den befinde sig over horisonten, Det er bedst at observere et objekt, når det står højt på himlen, fordi atmosfærens forstyrrende effekt bliver større jo lavere objektet står på himlen. Når du så vil observere et specifikt objekt, slår du f.eks. op i en astronomisk almanak og finder objektets deklination og rektascension - de kunne f.eks. se således ud: Rektascension = 10 h 07 m 28,0 s Deklination = Objektet vil man altså kunne finde på den øvre meridian når stjernetiden viser det anførte klokkeslæt, og så har man de bedste observationsmuligheder. Her kan vi se hvorfor astronomer måler rektascension i tidsenheder. Fordi Jordens rotationsperiode er 24 timer tager det 24 timer for alle stjernerne at passere igennem meridian. Ved at måle rektscensionen i tidsenheder har astronomerne en nem sammenhæng imellem tid og stjerneposition. Stjernens aftagen måles som bekendt i vinkelenheder - grader, bueminutter og sekunder. Er der et + foran tallet henviser det til, at objektet befinder sig nord for den himmelske ækvator, og et betyder, at det er syd for den himmelske ækvator. Nogle gange kan det være bekvemt, at konvertere grader til (stjerne) tid, og fordi 24 timer tager dig hele vejen rundt på den himmelske kugle, er der følgende sammenhæng: 24h = 360, 1 h = 15, 1 s = 15, 1 = 4 m, 1 = 4 s, eller 1 = 0,067 s Stjernetid er dog kun nyttig for astronomer eller andre fagfolk, som gør brug af stjernernes positioner på himlen. Men derfor er det nu meget rart at vide lidt om det! Astronomiske observationer "i gamle dage" førte faktisk til skabelsen af den moderne kalender. Men det var ikke nemt at komme frem til et system der virkede godt nok. Et kalenderår er nemlig ikke præcis 365 dage - det er nærmere 365,25 dage langt. Julius Cæsar lavede en kalender, hvor man tilføjede en ekstra dag hvert 4. år for at løse dette problem. Og det ville da også have fungeret, hvis året var præcist 365,25 dage langt. Men det er det bare ikke! Og for at gøre det hele meget værre, så har astronomerne opfundet flere forskellige typer af år, og et disse år defineres som den tid det tager Solen at komme tilbage til samme position i forhold til stjernerne på himlen. Dette år kaldes et stjerneår, og svarer til 365,2564 dage. Selv om dette stjerneår er den rigtige med hensyn til den bane Jorden tager i forhold til stjernerne er det ikke det år vi baserer vores kalender på. Vi foretrækker jo at visse begivenheder falder på samme dag år efter år. Derfor bruger vi et såkaldt tropisk år, der er defineret som den tid det tager for Solen at komme tilbage til punktet forårsjævndøgn, og dette år er 365,2422 dage langt. På grund af præcession er dette år 20 minutter, og 24 sekunder kortere end stjerne året. Cæsars kalenderår var 11 minutter, og 14 sekunder for kort, og det bevirkede, at den julianske kalender stille og roligt kom ud af trit, året blev en dag for langt i løbet af blot 128 år. På pave Gregor den 13.s tid var kalenderen hele ti dage forkert, og for at udligne dette blev dagen efter den 4. oktober 1582 den 15. oktober 1582 i den katolske verden. I Danmark (der var protestantisk) indførtes den gregorianske kalender i år 1700, og i Rusland blev den først indført efter oktoberrevolutionen, som altså virkelig foregik i november... Den nye kalender blev udformet af en bayersk astronom C. C. Schussel ( ). Denne gregorianske kalender er tre dage kortere end den julianske over en periode på 400 år. Skudår er alle årstal delelig med fire - for århundreder dog kun dem, der er delelige med 400. Derfor var år 2000 skudår, men 1700, 1800 og 1900 var ikke. Den gregorianske kalender er den vi bruger i dag. Den antager, at året er 365,2425 dage langt, og det er meget tæt på det tropiske år. Fejlen er kun på 1 enkelt dag hvert år!

10 10, del III Når de i Star Trek taler om berømte videnskabsmænd og -kvinder, har jeg nogle gange lidt svært ved at forholde mig seriøst til det. Hvorfor? Jo, når det er personer der rent faktisk har levet, og givet deres "bidrag" til verden, er jeg helt med på den. Men når de i Star Trek opfinder personer; hvad de naturligvis skal, er det straks en anden sag. Reelt set kan de prakke hvad som helt på os, mht. disse personer og deres bedrifter. Denne artikel forsætter i ånden fra de to andre artikler; vi skal stadig udvikle antallet af redskaber til brug for forståelsen af Universet, så vi kan bevæge os ud i rummet. Men samtidigt vil jeg fortælle en del om de videnskabsmænd, hvis opdagelser påvirker vores hverdag den dag i dag. Stjerner: afstande og lys - kort fortalt. De gamle civilisationer gjorde mange vigtige astronomiske observationer, samtidigt med at de fremførte ideer som i dag er grundlaget for meget af den moderne astronomi, som vi kender den i dag. De gamle tiders astronomer var opfindsomme i deres forsøg at måle Månens faser, og i at finde sammenhængen mellem Månens bane omkring Jorden. Sol-, og Måneformørkelser var vigtige naturfænomener, som udgjorde fundamentet for mange teorier. Men en af de vigtigste "opfindelser" kom fra en græsk astronom, der i det 2. århundrede før Kristus, opfandt det system, der stadig bruges i dag, når det drejer som om at klassificere himmelobjekters størrelsesklasser i forhold til deres lysstyrke: Beskrevet enkelt, så betegnes den klareste stjerne på himlen med størrelsesklasse -1, og den svageste stjerne (man kan betragte med det blotte øje) får værdien 6. Med en god kikkert vil man selv kunne observere stjerner til klasse 10. Altså: jo mere negativt tallet er, jo klarere er objektet, og det modsatte er tilfældet jo højere det positive tal er. Størrelsesklassen for en stjernes lysstyrke deles op i to dele: 1)Tilsyneladende lysstyrke 2)Absolutte lysstyrke Lad os se på forskellen: Tilsyneladende lysstyrke er et udtryk for hvor lysstærk stjernen ser ud fra Jorden. Lysstyrken afhænger af afstanden til stjernen, og hvor stor effekt den udstråler; denne produktion måles i watt. En almindelig elpære er f.eks. 60 Watt, hvor Solen er 4x10 26 Watt!!! Kender man afstanden til stjernen, samt dens tilsyneladende lysstyrke, kan man beregne dens absolutte størrelsesklasse. For beregning af afstand til en stjerne, se faktaboks 1. Den absolutte størrelsesklasse, er den størrelsesklasse stjernen ville have, hvis afstanden til den er 10 parsec; 32,6 lysår. I tabeller bruges ofte stjernernes absolutte lysstyrke. Planeternes bevægelser og tyngdekraften. Artikel I og II har bevæget sig omkring historikken vedrørende fysik og astronomi på, og omkring Jorden.

11 Faktaboks nr.1: Når man skal måle afstanden til en stjerne, måler man dens bevægelse i et stykke tid i forhold til fjerne ("stillestående") baggrundsstjerner. 11 X1 X X2 Parallaksemetoden Baggrundsstjerner Stjernens middelposition π = Parallaksen På et halvt år bevæger Jorden sig fra E1 til E2. Herved ændres sigtelinien til stjernen fra X1 til X2. Vinklen EXS kaldes for parallaksevinklen for stjernen X. Ud fra denne vinkel π kan man beregne afstanden. Afstanden i parsec bliver 1 /π, hvor π måles i buesekunder. For den nærmeste stjerne er π = 0,76 buesekunder. Afstanden E2 S E1 bliver da 1 /0.76 pc = 1,32 pc eller 4,29 lysår. Jordens bane Lad os få afsluttet dette i denne artikel, ved at se hvorledes tyngdekraften påvirker planeternes bevægelser. Hvorfor nu det? Jo fordi sammenhængen mellem tyngdekraften, rum og tid er centrale elementer i den moderne astronomi vedrørende Universets opbygning, dets fødsel og død. Som tidligere nævnt er grækerne "ansvarlige" for mange ideer og teorier i astronomien: År 550 før Kristus kom Pytagoras med sætningen " Naturen kan beskrives ved hjælp af matematik". År 350 før Kristus var det Aristoteles med sætningen "Universet er styret af fysiske love". Endvidere mente grækerne, at Solen, Månen og de 5 planeter de kendte på det tidspunkt, samt stjernerne, bevægede sig omkring Jorden; denne opfattelse betegnes det Geocentriske Verdensbillede. Når man ser planeterne bevæge sig hen over himlen, er det tydeligt at se de ikke bevæger sig i en jævn bane. At forklare disse "ujævne" baner var en stor udfordring for astronomerne dengang. Bevægelsen deles op i: -Direkte bevægelse; som er en ren østgående bevægelse i forhold til baggrundsstjernerne. Jordens bane omkring Solen, er en direkte bevægelse. -Retrograd bevægelse; når planeten "stopper" op og bevæger sig den anden vej; mod vest. Sigtelinien til stjernen ændrer sig på grund af Jordens bane - det ser ud som om stjernen foretager en elliptisk bane på himlen. Dette skyldes Jorden bane omkring Solen. I løbet af 6 måneder bevæger Jorden sig 300 millioner kilometer, det vil sige at betragter vi den samme stjerne med 6 måneders mellemrum, ser vi den fra to forskellige punkter - med en indbyrdes afstand på 300 millioner kilometer. Vinklen mellem de to linier kaldes parallaksevinklen π. Resten er faktisk almindelig trekants beregning: kender man π, og diameteren af Jordens bane, kan man finde afstanden til stjernen. Her benytter man et særligt afstandsmål; parsec - som er sat sammen af de to ord: parallakse og buesekund. 1 parsec defineres til 3,26 lysår. Parallaksemetoden kan bruges ud til afstande på omkring 100 parsec. Denne person er N. Kopernikus ( ) - en polsk advokat, fysiker og økonom, med et særligt talent indenfor matematik. Kopernikus fattede interesse for astronomi i begyndelsen af 1500-tallet. Kopernikus kom frem til den erkendelse, at planeternes baner ikke er lige store. Da Merkur og Venus altid befinder sig forholdsvis tæt på Solen, må deres baner være mindre end Jordens. For Mars, Jupiter og Saturn gælder det, at de kan ses når Solen befinder sig under horisonten; altså er Jorden imellem Solen og disse planeter. Det vil sige, at deres baner er større end Jordens bane. Betragt nu næste billede. Planetmæssige konfigurationer Vi skal nu tidsmæssigt helt frem til slutningen af 1400-tallet, starten af 1500-tallet før en anden person kom på banen, der kunne forklare denne lidt mærkelige bevægelse: Heliocentrisk (Sol-centreret) Kosmologi. Der findes nemlig nogle punkter for henholdsvis indre og ydre planeters baner, som er nyttige at kende. Lad os tage den ydre planet først: Disse punkter kalder man for konjunktion, og opposition - de opstår når planeten, Jorden og Solen befinder sig på en ret linie (projiceret ned på Solsystemets plan).

12 12 Faktaboks nr. 2: Punkterne er som følger: F 1 = F 2 brændpunkter, S = Solen, P = perihelium, A = apehelium, AP = ellipsens storakse, og største diameter gennem de to brændpunkter, sluttelig: CA = CP = ellipsens halve storakse. Perihelium: her er planeten nærmest Solen; og bevæger sig dermed hurtigst rundt. Apehelium: her er planeten længst væk fra Solen; og bevæger sig dermed langsomst rundt. En indre planet er i øvre konjunktion når den befinder sig på den modsatte side af Solen. Tilsvarende er planeten i nedre konjunktion når den er mellem Jorden og Solen. Når planeten er i opposition, er Jorden mellem planeten og Solen, og så er dét, det bedste tidspunkt at foretage en observation af planeten på; den er nemlig tættest på Jorden - og synlig hele natten. Når en planet har foretaget en fuld omløbstid mellem 2 ens positioner, for eksempel opposition eller konjunktion har den gennemført en synodisk omløbstid. Men pas på! Husk fra del II, at denne tid er helt forskellig fra den såkaldte stjernetid, eller siderisk tid, som er den sande tid planeten bruger på at gennemløbe hele sin bane omkring Solen. Det er stjernetiden astronomer bruger, når de skal bestemme himmellegemers positioner. Forskellen mellem de to tider er også, at synodisk tid for en planet kan findes ved observation - mens siderisk tid skal beregnes. Med disse tider var Kopernikus i stand til at beregne afstandene til planeterne. Det skal jeg dog ikke komme ind på i denne artikel. Efter Kopernikus, kom Tycho Brahe ( ). Vi skal frem til 1572, før der sker noget interessant - her observerer Brahe nemlig en "ny" stjerne (en supernova) i stjernebilledet Cassiopeia. Selv om Kopernikus' revolutionerede mange ting inden for astronomien, begik han også nogle fejltagelser. Blandt andet bibeholdt han teorien om, at planeternes baner var cirkel formede. Keplers gennembrud kom i 1609, hvor han publicerede sin første lov: Keplers 1. lov: En planets bane omkring Solen, er en elliptisk bane, med Solen i det ene brændpunkt. For forklaring om en ellipse: se faktaboks nr. 2 Keplers anden lov beskriver hvor hurtigt en planet bevæger sig rundt i sin bane; loven kaldes også lige arealers lov. Følg med på billedet. Keplers 2. lov: Radius vektor (linie gennem planeten og Solen) gennemløber lige store arealer til lige store tidsrum. De skraverede felter på billedet, er arealmæssigt lige store; på grund af plantens forskellige hastigheder, som igen skyldes tiltrækningen mellem planeten og Solen. Den sidste, og dermed 3. lov Kepler kom frem til, er en af de vigtigste love overhovedet - på grund af den påvirkning den fik for fremtidig forskning. Loven kom i 1618, 9 år efter publikationen af de to første love. Loven kaldes også for den harmoniske lov: Keplers 3. lov: En planet bevæger sig langsommere, jo længere væk den er fra Solen. Tychos observationer af blandt andet Mars, gjorde det klart for ham at epicykelteorien ikke var korrekt. Han udarbejdede derfor et nyt system, dog bibeholdt han forestillingen om Jorden som Universets centrum I Kopernikus' system, var Jorden (ganske rigtigt) erstattet med Solen. Men i 1601 dør Tycho pludseligt, og arbejdet overtages af en af hans elever: tyskeren Johannes Kepler ( ). Det står dog klart at Tychos arbejde (færdigt eller ej), var grundlaget for udviklingen af astronomien i det 17. århundrede! Matematisk set er loven: P 2 = a 3, altså planetens omløbstid i anden er proportional med afstanden i tredje.

13 Hen ad x-aksen har vi tiden; planetens omløbstid P 2, omkring Solen (stjerne tiden), og måles i år. Op ad y-aksen har vi planetens (middel)afstand til Solen (i forhold til den halve storakse i ellipsen), og måles i en astronomisk længdebetegnelse; Astronomisk Enhed AE. 1 AE er afstanden mellem Jorden og Solen = km. Keplers love er intet mindre end et genialt mesterværk, og lovene gælder for alle himmellegemer der bevæger sig rundt om hinanden, under den fælles påvirkning af tyngdekraften. Lovene rækker vidt, når det drejer sig om at beskrive ikke kun planeters bevægelser omkring Solen. De kan også bruges til at beskrive: - satellitters baner omkring Jorden - dobbelt stjerne systemer - galaksers baner omkring hinanden En anden person som også har gjort sig bemærket er den italienske fysiker Galileo Galilei ( ). Selv om han ikke opfandt teleskopet, var han en af de første til at rette det mod himlen, og observere himmellegemer med det. Masse = er et mål for et legemes inerti, modstand om man vil, mod acceleration på grund af en ydre påvirkning fra en ydre kraft. Kraft = er en vektor størrelse: den effekt et legeme udsættes for, når den accelereres eller befinder sig i nærheden af et andet (tungt) legeme. Kraften på et legeme måles i Newton: 1 Newton = 105 dyn. En anden måde at formulerer kraft på: kraften er legemets masse ganget med tyngdeaccelerationen (F = mg). Jordens tyngdefelt producerer en acceleration på g = 9.82m/s 2 (rettet med jordens centrum). Da tyngdefeltet normalt ikke ændrer sig synderligt, har vi en dagligdags sammenblanding af "kraft=vægt", hvor propertionalitetsfaktoren g ignoreres. Altså: kraften på en person - det vi i dagligdags tale kalder vægten - vil afhænge af om vedkommende står på Jorden, Månen eller befinder sig i rummet (her er han vægtløs), men selve hans masse - det stof han er gjort af, er stadig uændret. Nå, tilbage til Newton og hans love: Newtons 1. lov, Inertiens lov: Et legeme forbliver i hvile, eller bevæger sig i en ret linie ved konstant hastighed - med mindre legemet påvirkes af en udefra kommende kraft. 13 Alt hvad han observerede bekræftede ham i antagelsen om at Solen var midtpunktet i Solsystemet. Men det blev også Galilei's skæbne: i 1632 udgav han en bog om denne teori og observation. Den romersk/katolske kirke angreb bogen, da dens idéer ikke kunne forenes med passager i Biblen. Resultatet blev, at Galilei snart stod anklaget for kætteri i Rom. Og i 1633 blev han tvunget til at tilbagekalde sin lære. De to sidste år af sit liv tilbragte han i husarrest. Galilei s revolutionære idéer og tanker gav stof til eftertanke hos en anden person: Isak Newton ( ). I 1687 udgav han et stort værk: "Principia Principia", nok hans mest kendte værk. Bogen beskrev tyngdekraften! Newtons Bevægelseslove. Inden vi begynder på dette afsnit skal vi lige have klaret nogle begreber: Nemlig fart, hastighed og acceleration. Lad os starte med det første begreb: Fart = en ren skalær størrelse; hvor hurtigt et legemes position ændres - uden hensyntagen til retningen den bevæger sig i. Hastighed = en vektor størrelse; hvor hurtig et legemes position ændres i forhold til en bestemt retning. Acceleration = et mål for, hvor hurtigt et legemes hastighed ændres. Et legeme kan accelerere ved både at ændre fart, og bevægelsesretning. Vi skal også lige have forskellen mellem begrebet vægt og masse på plads: Ud af denne lov kan man, måske simpelt nok (men ikke desto mindre vigtigt) konkludere, at der virker en kraft på planeterne - ellers ville de forlade deres baner og bevæge sig væk fra Solen, i rette linier og med konstant hastighed! Newtons 2. lov, Bevægelsesligningen: F = ma F = kraften, m = legemets masse og a = accelerationen. Altså: et legemes acceleration er proportional med den kraft legemet påvirkes ; jo større kraft jo større acceleration. Et legemes bevægelse er altid en følge af en krafts påvirkning på legemet. Newtons 3.lov: Når et legeme udøver en kraft på et andet legeme, vil det andet legeme ligeledes udøve en lige så stor, men modsatrettet kraft på det første legeme. Sagt på en anden måde: mellem alle legemer virker der en universel kraft; gravitationskraften - eller almindelig massetiltrækning om man vil. "Et eksempel": Du vejer 70 kg, og presser altså mod det gulv du står på med 70 kg gange tyngdeaccelerationen (nedadrettet) - da du ikke ryger gennem gulvet (dvs. du ikke accelererer), må gulvet påvirke dig med en lige stor men modsat rettet kraft, kaldet normalkraften, som er rettet opad. Så Ft + Fn = mg + ma = 0 = -g = a (kraften og accelerationer med fortegn). Eller en anden måde at sige det på: Vi føler en vægt (bliver trukket mod jorden af vores masse) fordi summen af kræfterne, og derved accelerationen, er nul - dette har vi vænnet os til er normaltilstand. Hvis vi begyndte at accelerere med tyngdefeltet, vil det opleves som vægtløs tilstand, på trods af accelerationen pludselig er meget reel!

14 14 Med sine egne 3 love, og Keplers 3 love formulerede Newton en generel beskrivelse af tyngdekraften: Den generelle relativitetsteori er vor mest præcise og komplette beskrivelse af tyngdekraften. Hvor F = kraften, m 1 = m 2 masse af objektet, r = afstand og G = den universelle gravitationskonstant (proportionalitetskonstanten) = 6,67x10-11 Nm 2 /kg. Ifølge denne lov virker der en tiltrækkende kraft mellem alle legemer, og kraften er proportional med produktet af legemernes masse, og omvendt proportional med kvadratet på afstanden. Med disse love kan man nu beskrive planeters, stjerners og galaksers opførsel! På grund af succes med at beskrive og forudse mange fysiske/astronomiske fænomener, er Newtons love blevet en hjørnesten i moderne videnskab. Vi skal helt frem til 1879, her kommer den næste videnskabsmand som udviklede et helt nyt syn på Universet: Albert Einstein ( ) mente, at de fundamentale love i Universet var gældende overalt Et fundamentalt resultat fra den specielle relativitetsteori er, at to observatører vil måle den samme værdi for lysets hastighed, uanset hvilken hastighed de bevæger sig med i forhold til hinanden. For at dette fænomen skal gå op, må det bl.a. medføre, at hastigheden et ur går med, afhænger af urets fart i forhold til observatøren, samt at en ting i fart vil virke kortere i forhold til en stillestående observatør. Bemærk at, da farten er relativ, vil to observatører begge opfatte sig selv som normal og modparten som kortere i bevægelsesretningen! Altså: Der findes ingen absolut tid, og intet absolut rum! Men de føromtalte "effekter" er kun mærkbare ved hastigheder omkring lysets hastighed. Relativitetsteorien gør man dog brug af, når man betragter subatomare partikler i partikelacceleratorer. I 1916 kom Einsteins Generelle Relativitetsteori. Gravitationel afbøjning af lys Gravitationel påvirkning af tid Newtons love bruges ved lave hastigheder og svag tyngdekraft. Einsteins love bruges ved høje hastigheder og stærk tyngekraft, så som sorte huller, stjerner og galakser. Rummets krumning Teorien går i sin korthed ud på, at et legemes masse ændrer proportionerne ved rum og tid i nærheden af objektet. Rummet "krummer" så at sige, og tiden går også langsommere! Teorien forudser, at kun stærke gravitationelle felter vil have "synlige/målbare" effekter på rum og tid. - Dyveke Korn Efteord Forfatteren af disse 3 artikler vil gerne takke korrekturlæser Ivan R. Perch-Nielsen for det store stykke arbejde han har ydet i forbindelse med udformningen af denne serie artikler