Hur stjärnornas hemligheter avslöjades

Här följer en någorlunda kronologisk beskrivning av hur stjärnornas fysik, den s k astrofysiken, utforskades.

Uppfattningen om Solen och dess plats tar form och ändras

I början var det religionen som styrde och en typisk uppfattning var att stjärnorna på natthimlen satt fast i sfärer som roterades av Skaparen och att man kunde se in till himlen. Därför kallades de för fixstjärnor.

Ett av de första vetenskapliga försöken att förklara något var lärjungar till Pythagoras som ungefär 500 år f Kr konstaterade att Jorden kretsar runt en centraleld en gång om dagen.

Inom 200 år hade dock Aristoteles övertygat vetenskapsmännen om den geocentriska världsbilden att Jorden var mittpunkten och allt, inklusive Solen cirklar runt denna.

Innan den moderna vetenskapen började utvecklas på 1600-talet så var det i Mellan Östern som det största intresset för stjärnorna hade funnits och stjärnorna hade fått namn. Stjärnorna indelades även i konstellationer som liknade objekt på Jorden.

Det var först i och med uppfinnandet av teleskopet i Holland i början av 1600-talet som man kunde börja studera stjärnor och få en vetenskaplig insikt. Man kunde bl a se att stjärnorna hade olika färg och ofta förekom i par.

När listade man ut att stjärnorna är andra solar? Spektroskopin?

Solfläckarna

Theofrasos upptäckte 300 år f Kr fläckar på Solen. Den kinesiske astronomen Kan Te började systematiskt samla informationen från sina observationer.

Richard Carrington studerade Solens fläckar varje dag mellan år 1853 och 1861. I en avhandling från år 1863 visade han att solfläckarna har sitt ursprung i två band. Det ena mellan 20 och 40 grader norr om ekvatorn och det andra lika mycket söder om ekvatorn. Han visade även att solfläckarna rör sig mot ekvatorn under den elvaåriga solfläckscykeln tills samtliga nästan har försvunnit vid ekvatorn. Cykeln börjar sedan om med fläckarna tillbaka långt norr och söder om ekvatorn. Han konstaterade även att Solen har differentiell rotation och att ytan roterar snabbare vid ekvatorn än långt från denna.

Stjärnbildning

Den preussiska filosofen Immanuel Kant (1724-1804) föreslog först att stjärnor bildas genom att ett stoftmoln drar ihop sig år 1755. Han antog även att materian roterade och att materian vid kontraktion bildar skivor (Kant-Laplace-hypotesen?). Nebulosorna visade sig vara galaxer. Föreslog år 1775 nebulosateorin för att förklara hur planeterna ligger i samma plan. Små partiklar växte till större genom ihopslagningar (s k agglomeration). Pierre de Laplace (1749-1827) föreslog oberoende en liknande teori.

James Hopwood Jeans (1877-1946) föddes i England år 1877. Fysiker som studerade roterande gaser och stjärnors utveckling. Jeansmassan. Fann att Laplace's teori om stjärnbildning var fel. Dog år 1946.

Studiet av T Tauristjärnor ledde till upptäckten av dessa materieskivor på 1980-talet genom att en del av dem har överskott av strålning i det infraröda bandet.

År 1983 upptäcktes skivan hos Beta Pictoris som visar att planeter bildas i ett plan.

Hayachi

Wolfgang Pauli (1900-1958)

Horace Babcock (1912- ) är son till Harold Babcock. Jobbade tätt tillsammans. Var först med att mäta fördelningen av magnetfälten på solytan. Byggde en rad astronomiska instrument, bl a solmagnetografen. Harold hade tidigare förbättrat våglängdsbestämningen av ungefär 22000 linjer i Solens spektrum. Bl a upptäckt förbjudna linjer i laboratorium samt sällsynta syreisotoper. Horace var först med att föreslå adaptiv optik som nu används i de mest avancerade teleskopen för att kompensera för vibrationerna i atmosfären orsakade av värme.

Wheeler.

De två fransmännen Charles Wolf (1827-1918) och Georges Rayet (1839-1906) upptäckte tillsammans/oberoende av den extremt heta stjärntyp år 1867 vid observatoriet i Paris som idag kallas för Wolf-Rayet-stjärnor.

Hale.

Heber D. Curtis och Harlow Shapley hade år ? en känd debatt om "spiralnebulosor" verkligen är självständiga galaxer.

Stjärnbildning. Vilka villkor som måste vara uppfyllda för att en nebulosa skall kollapsa. Jeans, Hayachi. Vem studerade T-Tauri stjärnor. Vem fann att det är stjärnornas massa som är avgörande för dess framtida utveckling?

Stjärnorna delas in i klasser

Jump Cannon, Edward Pickering.

Hertzsprung-Russell diagrammet utvecklas

Hertzsprung-Russell diagrammet, som används för att kategorisera stjärnor beroende på vart i deras livscykel de är samt vilken massa de har, uppfanns av den blyga dansken Ejnar Hertzsprung (1873-1967) och propagerades för av amerikanen Henry Norris Russell (1877-1957) år 1908. Efter inprickande av närbelägna stjärnor i ett diagram så fann Hertzsprung att den absoluta ljusstyrkan var beroende av temperaturen och spektrat hos de flesta stjärnorna, endast ett fåtal stjärnor avvek från denna så kallade huvudserie. Hertzsprung var dock inte någon redan berömd astronom utan hans upptäckt uppmärksammades först när Russell, som år 1897 hade utexaminerats ifrån Princeton med några av de högsta betygen i institutionens historia, började jobba med samma problem.

Variabla stjärnor upptäcks

Cepheidernas period-luminositetsrelation konstaterades av Henrietta Leavitt och Harlow Shapley vid Harvarduniversitetet. Edwin Hubble (1893-1953) användes sig mycket av cepheiderna för avståndsbedömning och därmed åldersbestämning av universum. Walter Baade (1893-1960) omreviderade år ? konstanten i Hubbles mätningar till ett fem gånger större värde och Universums ålder växte därmed från två miljarder år till tio miljarder år över en natt.

Arthur Eddington (1882-1944) tog fram teorin år 1943 om att cepheiders oscillationsmekanism sker genom att stjärnan sätter igen och "hostar" med jämna mellanrum. Att detta var den korrekta teorin visades genom datorsimulationer på 1960-talet av Robert Christy vid Caltech.

Stjärnornas energisystem avslöjas

Före 1850-talet trodde de flesta att Solen bestod av ett särskilt material som fick det att lysa. År 1847 upptäckte Hermann von Helmholtz (1821-1894) energiprincipen. Han och Lord Kelvin (1824-1907) utvecklade därför en teori där Solen sakta drog sig samman och där materialet därför sakta trycktes ihop. Denna process, som kallas Kelvin-Helmholtz-instabilitet (sammandragningsteori), skulle få Solen att skina i mer än tio miljoner år vilket var mycket längre än vad uppfattningen att Jordens ålder var. År 1904 fastställde Ernest Rutherford (1871-1937) att ett stycke pechblände var 700 miljoner år gammalt och Kelvin-Helmholtz teorin om långsam gravitationssammandragning förkastades.

Richardsontalet är sammankopplat med Kelvin-Helmholtz-instabiliteten.

Eddington trodde inte på Kelvin-Helmholtz teorin utan insåg tack vare Rutherfords atommodell från år 1911 att jämvikten i stjärnorna inte huvudsakligen beror på gastrycket utan på strålningstrycket och att det är ett enormt tryck i stjärnornas centrum samt att kärnan är i flytande form trots trycket. Han trodde dessutom att energi skapades ur massa enligt Einsteins berömda formel genom att väte omvandlades till helium. Det var dock orsäkert vid denna tidpunkt om det fanns tillräckligt med väte i stjärnorna, ett fråga som upplöstes då Cecilia Payne bekräftade att stjärnorna till största delen består av väte.

Det största problemet var nu att förklara hur protonernas repellerande kraft kunde övervinnas. Enligt klassiska beräkningar av Eddington skulle det behövas temperaturer i stjärnorna på flera miljarder Kelvin och Solen var långt ifrån så het. Trots detta argumenterade Eddington för modellen i sin numera klassiska bok "The internal Constitution of the Stars" från år 1926.

Det var tack vare utvecklandet av kvantmekaniken i slutet av 1920-talet och början av 1930-talet som lösningen började ta form. George Gamow (1904-1968) upptäckte tunneleffekten för att förklara hur alfapartiklar lämnar atomkärnan.

Fritz Houtermans (1903-1966) och Robert Atkinson (1887-1964) skrev tillsammans den artikel i "Zeitschrift für Physik" år 1929 som förklarade hur stjärnornas energi producerades genom fusion. De tillämpade Gamows tunneleffekt men antog istället att partiklar färdades in i kärnan istället för att lämna den. Bristande mätdata hindrade dem dock från att utröna några detaljer om elementsyntesen i stjärnorna.

Elementsyntesen förstås och stjärnornas utveckling utforskas

År 1937 utvecklade baron Carl Friedrich von Weizäcker () modellen för proton-proton-reaktionen och år 1938 beräknade Hans Bethe (1906- ) samt Charles Critchfield () reaktionshastigheten hos denna, vilket visade sig stämma väl överens med Solens energiproduktion. Proton-proton-reaktionen visade sig dock inte fungera vid fusion under de mer extrema förhållanden som råder i större stjärnor vilket fick Bethe att börja leta efter annan reaktionkedja. Efter ett tag av letande i tabeller fann han att kol fungerar utmärkt som katalysator och efter sex veckor hade Hans utarbetat detaljerna i den s k kolcykeln. Den resulterande artikeln, som han först hade tänkt publicera i Physics Review, ledde till att han vann 500 dollar av New Yorks vetenskapsakademi för bästa opublicerade artikel om stjärnornas energiproduktion och han kunde lösa ut sin mamma samt hennes ägodelar från Tyskland. 29 år senare ledde artikeln till betydligt mer pengar då han fick 1967 års Nobelpris i fysik för den.

Martin Schwarzschild (1912-1997) blev den som huvudsakligen upptäckte hur en stjärna utvecklas på och efter huvudserien genom att använda datorn. Han var verksam vid Princeton University efter Andra Världskriget under vilket datorerna hade fått en stor roll vid utvecklandet av atombomben och där Princeton var en av de platserna där simuleringarna utfördes. John von Neumann (1903-1957) med flera hade byggt en dator som Schwarzschild kunde använda och Martin implementerade fyra differentialekvationer som beskriver sambandet mellan stjärnors massa, ljusstyrka, temperatur och atomsammansättning. Genom simuleringarna kunde han konstatera att stjärnorna är stabila och har en stabil fusion på huvudserien. Tillsammans med Allan Sandage (1926- ) kunde han kartlägga vad som händer vid utträdet ur huvudserien omkring år 1948.

Stjärnan börjar krympa när vätet förbrukats och temperaturen i dess centrala delar ökar. Värmenergin gör att vätehöljet utanför kärnan ökar i temperatur och expanderar så att stjärnans diameter blir flera gånger större. Stjärnan är nu en röd jätte eller en superjätte beroende på dess massa. När sammantryckningen har fortgått så långt att temperaturen i kärnan har blivit ca 100 miljoner Kelvin börjar heliumet omvandlas till kol genom den s k trippel-alfa-processen (vem utvecklade den?). När Schwarzschild väl hade fastställt helhetsbilden för jättefasen började han inrikta sig på detaljerna för övergången från väteomvandling till heliumomvandling. År 1955 fick han förstärkning av Fred Hoyle (1915- ). Tillsammans kom de fram till att det är en skillnad i övergången beroende på om stjärnans massa är över eller under ca två och en halv solmassa. Överstiger stjärnans massa gränsen så är övergången från väte till helium förbränning lugn medan om stjärnan understiger gränsen så sker övergången i ett eller flera våldsamma utbrott som kallas för heliumflash.

Elektroner rivs loss från atomkärnorna när trycket ökar och till slut har elektronerna hamnat i ett degenererat tillstånd likande det som råder i vita dvärgstjärnor. När väl omvandlingen i kärnan från helium till kol börjar frigörs värme som får fler heliumkärnor att omvandlas. Men elektronerna, som är degenererade, expanderar inte trots att temperaturen tredubblas. Fusionshastigheten ökar ytterligare eftersom energin stannar kvar i kärnan och till slut är temperaturen så hög att denerationen hos elektronerna plötsligt upphör och en våldsam explosion sker som får stjärnan att expandera. Ytterligare heliumflasher längre ut från kärnan kan ske.

Margaret Burbidge (1919- ), Geoffrey Burbidge (1925- ), William Fowler (1911-1995) och Fred Hoyle, som då alla jobbade vid Caltech (California Institute of Technology), publicerade år 1957 en tjock och numera mycket berömd uppsats om hur grundämnena successivt byggs upp genom en rad olika processer, vanligtvis kallad B2FH-uppsatsen. I denna sammanfattas det bl a hur Hoyle kom fram till att det måste finnas ett resonanstillstånd vid 7,65 MeV för att kol skall kunna finnas i de mängder som det finns i i verkligheten. Efter uppmuntran att experimentialister skulle söka efter detta resonanstillstånd så fann man mycket riktigt just detta år 1954!

Martin Schwarzschild (1912-1997) fortsatte att utforska stjärnornas liv efter huvudserien under början på 1960-talet tillsammans med Richard Härm vid Princeton. De fann att då heliumförbränningen i centrum börjar avta så drar sig kärnan samman ytterligare och heliumförbränning börjar i ett tunt skal runt kärnan. Det var betydligt svårare att beräkna denna utveckling men det visade sig att varje gång som temperaturen i skalet runt kärnan ökar så leder det till en ny sorts heliumflash som numera kallas för termopuls.

Schönberg-Chandrasekhargränsen.

Hur två protoner som kom nära varandra kunde reagera med varandra var länge ett mysterium. Hans Bethe fann att den svaga växelverkan konverterar den ena protonen till en neutron. För att detta skulle ske behövs energi eftersom neutronen är tyngre än protonen. Energin är möjlig att utvinna om neutronen binds till en deuteriumkärna. Produkten av protonen och energin är inte bara en neutron utan också en positron och en neutrino. Positronen är elektronens antipartikel och är alltså antimateria, neutrinon har ingen eller en obetydlig massa som är högst 1/20000-del av elektronens. Neutrinon förutsades av Wolfgang Pauli och upptäcktes experimentiellt av Friedrich Reines (1918-1998). Båda tilldelades Nobelpriset i fysik för insatserna - Pauli år 1945 och Reines år 1995. Dessa partiklar avlägsnar sig med hög hastighet ifrån atomen med största delen av energin som frigjorts, i form av rörelseenergi. Neutrinerna växelverkar nästan aldrig med "vanlig" materia utan lämnar stjärnan omedelbart med största delen av energin. Positronen annihilerar snabbt med en elektron och ytterligare energi produceras.

Teorin om vita dvärgstjärnor utvecklas

Till skillnad från med de svarta hålen så var det observationer som ledde till att teorin om vita dvärgstjärnor utvecklades. Friedrich Wilhelm Bessel (1784-1846) hade sedan år 1834(?) genom observationer av banan hos Sirius, som är himlens starkast lysande stjärna, konstaterat att det var en dubbelstjärna och C. H. F. Peters beräknade banan för tvillingstjärnan år 1851. Det var dock inte förrän år 1862 som Sirius B lyckades observeras för första gången av Alvan G. Clark (1804-1883) med världens då största refraktor. Luminositeten och temperaturen hos Sirius B stämde dock inte överens med periodtiden hos den beräknade banan vilket var förbryllande. Sirius B är den närmsta och mest berömda vita dvärgstjärnan men den först observerade var 40 Eridani B.

Dvärgstjärnor förstod man sig inte på förrän år 1926 då Enrico Fermi (1901-1954) och Paul Dirac (1902-1984) utvecklade Fermi-Dirac statistiken och kort därefter Ralph H. Fowler (????-????) använde denna för att förklara dvärgstjärnornas natur. R. C. Stoner m fl förbättrade snart storleksordningen på Fowlers beräkningar men de antog alla konstant densitet hos stjärnan i beräkningarna.

År 1930 studerade Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) dvärgstjärnorna istället som polytropiska gassfärer, vilket innebär att densiteten beror på radien, och inkluderade speciell relativitetsteori i tillståndsekvationen för elektrondegenerationen och fann att de har en maximal massa som är ungefär 0,91 solmassor. Den s k Chandrasekhargränsen har sedan dess uppdaterats flera gånger och är numera ungefär 1,4 solmassor. År 1932 gav Lev Landau (1908-1968) en elementär förklaring av Chandrasekhargränsen.

År 1949 härledde S. A. Kaplan effekterna av allmänn relativitetsteori på mass/radiekurvan för massiva vita dvärgar och insåg att allmänn relativitetsteori troligen orsakar en instabilitet när radien är mindre än 1,1 Mm.

Neutronstjärnor upptäcks

James Chadwick (1891-1974) upptäckte neutronen år 1932.

Walter Baade (1893-1960) och Fritz Zwicky (1898-1974) upptäckte år 1934 begreppet neutronstjärnor, kom på idén att stjärnor exploderar i en händelse som de kallade supernova och att det är kollapsen av en stjärna som leder till en supernova.

Robert Oppenheimer och George Volkoff gjorde den första detaljerade beräkningen på strukturen av neutronstjärnor och grundade därmed även den allmänna relativistiska teorin om stjärnstruktur år 1939. De överbevisade Lev Landau (1908-1968) vilket indirekt ledde till definitionen av den maximala massan hos en neutronstjärna, den s k Landau-Oppenheimer-Volkov-gränsen.

År 1942 föreslog Duyvendak och oberoende av honom även Mayall samt Jan Oort att Krabbnebulosan är en kvarlämning av supernovan som exploderade år 1054. Walter Baade (1893-1960) och Minkowskij identifierade stjärnan nära centrum av Krabbnebulosan som den kollapsade kvarlämningen av supernovan.

Den första pulsaren (neutronstjärnan) upptäcktes år 1967 av den forskarstuderande brittiskan Jocelyn Bell (1943- ) med hjälp av ett primitivt radioteleskop. Hennes läromästare Antony Hewish (1924- ) fick något omdiskuterat Nobelpriset för denna upptäckt år 1974 eftersom han initierade sökandet efter de exotiska objekten och ledde projektet. Sedan år 1969 har mer än 400 pulsarer upptäckts i resterna efter olika supernovaexplosioner.

År 1968 föreslog Thomas Gold att pulsarer är roterande neutronstjärnor vilket också snart bekräftades.

År 1969 upptäckte Cocke, Disney och Taylor att neutronstjärnan i Krabbnebulosan är en pulsar och gjorde därmed sammankopplingen mellan supernovor, neutronstjärnor och pulsarer.

Supernovor utforskas

Det är omöjligt att studera detaljerna hos en supernovaexplosion genom beräkningar eftersom den är så komplex. Datorsimulationer har därför blivit det främsta verktyget och dessa har främst utvecklats av W. David Arnett vid universitetet i Chicago, Thomas A. Weaver m fl vid Lawrence Livermore National Laboratory samt Stanford Woosley vid universitetet i Kalifornien i Santa Cruz.

Teorin om hur homolog kollaps går till utarbetades av Peter Goldreich och Steven Weber vid Caltech och vidareutvecklades av Amos Yahil och James M. Lattimer vid New Yorksstatsuniversitet i Stony Brook

T. J. Mazurek vid Mission Research Laboratory i Santa Barbara samt Katsushiko Sato vid universitetet i Tokyo insåg att när densiteten i kärnan överstiger ca 4*10^11 kg/dm^3 blir materien ogenomskinlig för neutrinerna och de kan inte längre rymma ut ur stjärnan lika enkelt.

Gammastrålningsutbrott

Gammastrålningsutbrott är en relativt ny företéelse som upptäcktes för 30 år sedan av den militära satelliten Vela från USA som spanade efter kärnvapenexplosioner.

Compton Gamma Ray Observatory konstaterade år 1991 att gammastrålningsutbrotten inträffar ett par gånger per dygn och från en slumpmässig punkt på himmelssfären. Man kunde dock inte koppla utbrottet till något objekt på andra delar av våglängdsskalan. Detta mycket p g a dålig upplösning på röntgenvåglängder.

Den italiensk-holländska satelliten BeppoSAX lyckades koppla till ett optiskt objekt den 28:e februari år 1997 då den lyckades bestämma positionen på några bågminuter när hos ett gammastrålande objekt och få optiska teleskop på Kanarieöarna, i Italien och HST att koppla till ett optiskt objekt. Detta lyckades genom att forskargruppen hade konstaterat att en efterglöd av röntgenstrålning inträffar timmarna efter ett gammastrålningsutbrott.

Svarta hål

Svarta hål upptäcktes till skillnad från de flesta andra ting inte först experimentiellt utan matematiskt genom relativitetsteorins ekvationer. Mycket mer om det i Svarta hål - Från då tills nu.

 

Tillbaka till Kosmologikas hemsida Nästa sida
Copyright © www.kosmologika.net Materialet får skrivas ut och användas för personligt bruk. Användning i undervisningssyfte är ej tillåten utan vårt tillstånd - läs mer här: http://www.kosmologika.net/Copyright.html