Erik Sundheim har holdt foredrag om eksoplaneter noen ganger bl.a. på NAS-GF2023.
Her er en video-versjon med oppskrift for å selv fotografere og etterbehandle/prosesserer data/bildene av eksoplanetene! Samt få fram bl.a lyskurver vha. gratisprogramvaren AstroImageJ!
Dette kan her sees på videokanalen youtube, lastes ned som PDF og vises her.
Tiago Pereira – Førsteamanuensis, Rosseland senter for solfysikk, UiO
De dyrebare grunnstoffene som livsformer er avhengige av, som oksygenet vi puster inn og karbonet i kroppen våre, ble en gang laget inne i en stjerne. Vi er levende bevis på grunnstoffenes kosmiske reise. Det samme er stjerner, som bærer spor av grunnstoffene som ble produsert av deres forfedre. Men hvordan kan vi finne ut hva stjerner virkelig er laget av?
Det er problematisk å sende romsonder til stjerner, fordi sondene vil smelte før vi klarer å gjøre en måling, og de fleste stjerner er rett og slett for langt unna. Vi må derfor nøye oss med å gjøre fjernobservasjoner. For det meste går dette ut på å studere lyset fra himmellegemer.
Måling av stjerners kjemiske sammensetning er ekstremt viktig i astrofysikk, fordi det lar oss studere universet gjennom tid og kartlegge hvordan galakser og stjerner dannes og utvikler seg.
I sin doktorgradsavhandling fra 1925 knuste Cecilia Payne-Gaposchkin uventet det som den gang var det aksepterte synet på stjernenes kjemiske sammensetning. Ideen hennes var så revolusjonerende at den har endret måten vi studerer stjerner på, og uten tvil ført til en nær forening av fysikk og astronomi og fødselen av feltet vi nå kaller astrofysikk.
På begynnelsen av 1900-tallet ble det antatt at Sola og andre stjerner hadde samme kjemiske sammensetning som Jorda, fordi det virket logisk at himmellegemer spredt rundt i rommet består av omtrent de samme grunnstoffene.
Jordas kjemiske sammensetning er lettere å måle enn Solas. Planeten vår består hovedsakelig av jern og oksygen (omtrent 60 % av Jordas masse), etterfulgt av silisium og magnesium (nesten 30 %) og mye mindre mengder av andre grunnstoffer. Tanken om at Sola hadde en lignende sammensetning, ble støttet av oppdagelsen av de samme grunnstoffene på Sola. Men hvordan kan man identifisere bittesmå atomer fra så stor avstand? Svaret krever et dykk inn i kvantefysikkens mystiske verden.
Det er kanskje en form for kosmisk ironi at for å forstå de store objektene i rommet må vi forstå den bitte lille verdenen som består av atomer, elektroner og fotoner. Et foton («lyspartikkel») sendes ut når et atom går fra et høyere energinivå til et lavere nivå. Energien til fotonet er lik energiforskjellen mellom de to nivåene. Det er veldig nyttig for astronomer at energinivåene til hvert atom og ion er unike. Det betyr at vi kan bruke tilstedeværelsen eller fraværet av lys ved disse energiene i spekteret til stjernen som et fingeravtrykk for tilstedeværelsen av et gitt grunnstoff eller ion i en stjerne. Dette er vårt hovedverktøy for å identifisere forskjellige grunnstoffer (eller til og med molekyler!) i stjerner, planeter og andre himmellegemer.
Det er kanskje overraskende at denne teknikken ble brukt allerede på 1800-tallet, i god tid før Cecilia Payne-Gaposchkin ble født. Fysikere som Gustav Kirchhoff identifiserte mange av grunnstoffene som er til stede på Jorda i spektra av Sola og stjernene. Edward Frankland fant til og med en signatur av et sjeldent grunnstoff i Sola før det ble oppdaget på Jorda, og kalte det helium, etter den greske solguden Helios.
Det er én ting å identifisere tilstedeværelsen av et gitt grunnstoff i en stjerne. Det er noe helt annet å måle mengden av stoffet, og det er her Payne-Gaposchkins originale tenkning førte til en helt ny konklusjon. Litt tidligere startet astronomer ved Harvard College Observatory den enorme oppgaven med å samle og kategorisere spektre av hundretusenvis av stjerner, noe som markerte begynnelsen på det vi nå kaller stjernespektroskopi.
Spektra viser de diskrete energiene som tilsvarer overganger mellom atomenerginivåer (spektrallinjer) til forskjellige grunnstoff. For det utrente øyet er stjernespektra et fascinerende rot av linjer, som viser en nesten ubegrenset variasjon mellom forskjellige stjerner. På den tiden ble det antatt at jo mer det var av et grunnstoff, desto sterkere ble spektrallinjene fra stoffet. Vi vet nå at dette ikke er hele historien og det er her Payne-Gaposchkin ga et grunnleggende bidrag.
I løpet av doktorgraden jobbet hun med spektrene fra Harvard, hvor Annie Jump Cannon bare noen år tidligere kom med Harvard-spektralklassifiseringssystemet (se faktaboks under). Dette systemet er fortsatt mye brukt i dag, men opprinnelig ble det ikke utviklet med utgangspunkt i fysikk, men basert på hvor spektrallinjer dukket opp og hvor sterke de var. Payne-Gaposchkins banebrytende oppdagelse var at dette systemet i hovedsak var en måte å sortere stjerner etter temperatur, og det førte igjen til en overrakende oppdagelse.
Annie Jump Cannon begynte å jobbe som assistent ved Harvard Observatory i 1896. I løpet av sin karriere klassifiserte hun over hundre tusen stjernespektra.
Da hun startet arbeidet sitt, var stjerner tidligere blitt klassifisert basert på styrken til hydrogenlinjene i stjernespektrene. Systemet inkluderte spektralklasser fra A til P, der spektra i klasse A hadde de sterkeste hydrogenlinjene. Cannon forenklet dette systemet ved å forkaste mange av bokstavene. Hun la også til 10 trinn for hver spektralklasse fra 0 til 9. I dette systemet er Solas spektralklasse G2.
Da man innså at spektralklassene tilsvarer stjernenes overflatetemperatur, fikk bokstavsekvensen den merkelige rekkefølgen O, B, A, F, G, K og M, der O-stjerner er de varmeste. Dette klassifiseringssystemet brukes fortsatt i dag. En huskeregel er «Oh, Be A Fine Girl/Guy Kiss Me».
Det avgjørende skrittet Payne-Gaposchkin tok, var å koble sammen stjernespektra med ionisering. Ionsering går ut på at et atom har tatt til seg eller mistet ett eller flere elektroner.
Hun studerte teorien fra Meghnad Saha, som viste at temperatur og trykk bestemmer hvordan grunnstoffer blir ionisert. Inne i en stjerne kolliderer fotoner med atomer. Hvis de har nok energi, vil de ionisere atomene. Varmere stjerner har fotoner med høyere energi og har derfor flere ioniserte grunnstoffer.
Ta eksemplet med hydrogen. I en typisk stjerne, hvis temperaturen er omtrent 9500 kelvin
(ca. 9227 grader celsius), vil 50 % av hydrogen være i nøytral form og 50 % vil bli ionisert. Derfor vil stjerner med temperaturer under 9500 kelvin ha stort sett nøytralt hydrogen og stjerner over 9500 kelvin vil stort sett ha ionisert hydrogen (dette er den klassiske astrofysiske inndelingen mellom varme og kalde stjerner).
Ulike grunnstoffer vil hovedsakelig bli ionisert ved forskjellige temperaturer, basert på hvert grunnstoffs spesifikke ioniseringsenergi. I motsetning til hydrogen kan andre grunnstoffer ioniseres mer enn én gang, hvis temperaturen er høy nok. Dette er hvordan vi vet at de ytre atmosfærene til stjerner, eller koronaene, er veldig varme: Astronomer fant spektrallinjer fra jern ionisert mer enn tjue ganger, noe som krever temperaturer på millioner av grader.
Et annet viktig stykke informasjon er at når et atom blir ionisert, endres energinivåene fullstendig. Dette betyr at atomet får et nytt fingeravtrykk, gitt av energiene til spektrallinjene. Spektrallinjene til det nøytrale grunnstoffet vil bli mye svakere, mens de nye spektrallinjene til det ioniserte grunnstoffet vil bli sterkere. Dette er Payne-Gaposchkins hovedoppdagelse.
Ved å se på spektre med forskjellige klassifiseringer, innså Payne-Gaposchkin at grunnen til at spektrallinjene til noen grunnstoffer ble svakere, ikke er fordi det var en mindre mengde av det grunnstoffet i en stjerne. Det er fordi grunnstoffene blir ioniserte, og det skyldtes at stjernene er varmere. Det betyr at den store variasjonen i stjernespektra ikke skyltes at stjerner har veldig ulike kjemiske sammensetninger, men at de har ulike temperaturer. Dette fører til at forskjellige ioniseringsstadier blir dominerende og medfører at spektralklassene fra Harvard-klassifiseringssystemet tilsvarer ulike temperaturer.
Da Payne-Gaposchkin nøye la sammen hvor mye av hvert grunnstoff som eksisterer i hvert ioniseringstrinn ved en gitt temperatur, kom hun med en oppsiktsvekkende oppdagelse: Alle stjerner hadde en veldig lik kjemisk sammensetning, og stjerner var hovedsakelig laget av hydrogen og helium, ikke tyngre grunnstoffer som jern.
Ideen om at stjerner hovedsakelig er laget av de to letteste grunnstoffene, er allment akseptert i dag, men forårsaket forferdelse på den tiden. Payne-Gaposchkin ble presset til å fornekte funnet sitt og kommentere at disse funnene så ut til å motsi det åpenbare. Men de var basert på god fysikk og har tålt tidens tann. Teorien for å utlede den kjemiske sammensetningen fra stjernespektra er siden blitt raffinert og er fortsatt et aktivt forskningsfelt.
Metodene vi utvikler i dag, gjør at vi kan måle den kjemiske sammensetningen av stjerner mye mer nøyaktig, for eksempel ved å utvikle realistiske 3D-modeller av atmosfæren til stjerner og gi rom for en mer detaljert behandling av ionisering, som ikke bare avhenger av temperatur og trykk, men også av stråling. Med bedre estimater av kjemisk sammensetning kan vi kartlegge historien til grunnstoffer i stjerner i forskjellige aldre og få ledetråder om hvordan vår egen galakse utviklet seg – hvor de første stjernehopene dannet stjerner, hvordan disse stjernene spredte seg gjennom galaksen og hvilke stjerner (med særegne kjemiske sammensetninger) som kom fra sammenslåinger med andre galakser.
Med stadig mer avanserte teleskoper og instrumenter vil vi snart kunne bestemme nøyaktig den kjemiske sammensetningen ikke bare av stjerner, men også av atmosfærene til eksoplaneter. Det vil være avgjørende for å avgjøre spørsmål som beboelighet og eksistens av utenomjordisk liv. Alt dette bare fra glimtet av stjernelys som sprer seg gjennom planetenes atmosfære. Dette viser hvilket kraftfullt verktøy stjernespektroskopi er.
Cecilia Payne ble født 10. mai 1900 i England. Faren var historiker ved Oxford University og moren kom fra en preussisk familie med flere begavete medlemmer. Hennes far døde da hun bare var fire år gammel. Men moren forsto at Cecilia og hennes bror Humfry var barn med stor evne til å lære.
18 år gammel begynte hun på St. Paul’s pikeskole i London. Ett år etter fikk hun stipend til å begynne ved University of Cambridge, der hun konsentrerte seg om matematikk, fysikk og kjemi. Her var hun til stede ved en forelesning med den engelske astronomen Arthur Eddington. Han foreleste om 1919-ekspedisjonen for å teste Einsteins relativitetsteori mot Newtons gravitasjonsteori ved å måle avbøyningen av lysstråler fra fjerne stjerner under en solformørkelse. Payne har fortalt at denne forelesningen forandret hennes verdensbilde og tente gnisten som førte til hennes livslange interesse for astronomi.
Payne fullførte studiene, men fikk ingen mastergrad ved Cambridge fordi universitetet ikke ga mastergrader til kvinner før i 1948. Etter fullførte studier ønsket hun å bli forsker innenfor astronomi, men det var ingen slike jobbmuligheter for kvinner i England. Den eneste relevante muligheten var å bli lærer. Heldigvis åpnet det seg en ny mulighet da Payne møtte den amerikanske astronomen Harlow Shapley under hans besøk i England i 1922. Eddington anbefalte henne på det sterkeste, og hun begynte å arbeide med et doktorgradsprosjekt med Shapley som veileder ved Harvard Observatory. Det gikk blant annet ut på å bruke spektrallinjer i lyset fra Sola til å bestemme Solas sammensetning. Det mest revolusjonerende resultatet i hennes doktoravhandling var oppdagelsen av at Sola stort sett består av hydrogen og helium. Funnet ble ikke tatt vel imot av en ekstern veileder, Henry Norris Russell, direktør ved Princeton-observatoriet. Han skrev til henne at det måtte være en feil i beregningene. Uten Russells godkjennelse kunne ikke doktoravhandlingen bli godkjent, så Payne gjorde hva hun da følte at hun måtte, men som hun senere uttalte at hun angret på. Hun føyde til: «Den enorme forekomsten av hydrogen og helium som er utledet, er nesten sikkert ikke reell.»
I 1929 publiserte Russell sin egen beregning av Solas sammensetning ved hjelp av en annen metode og kom frem til samme resultat som Payne. Han nevnte aldri skriftlig at han opprinnelig hadde gått i mot dette resultatet i hennes doktoravhandling og ble av mange kreditert for oppdagelsen. Senere har Payne fått den anerkjennelsen hun fortjente. Astronomen Otto Struve skrev omkring 1965 om hennes doktoravhandling: «Uten tvil den mest fremragende doktoravhandling som er skrevet i astronomi».
Cecilia Payne giftet seg i 1934 med den russiskfødte astrofysikeren Sergej Gaposchkin. De forsket sammen på variable stjerner.
Først i 1956 ble Cecilia Payne-Gaposchkin professor i astronomi. Samme år ble hun leder av Department of Astronomy ved Harvard. Hun var den første kvinnen med slike posisjoner ved Harvard.
Hun har mottatt en rekke priser og utmerkelser. I dag har hun dessuten en asteroide oppkalt etter seg (2039 Payne-Gaposchkin) og en vulkan på Venus. Payne-Gaposchkin døde 7. desember 1979.
Øyvind Grøn
Ved UiO gjenskaper masterstudenter i astronomi arbeidet til Cecilia Payne-Gaposchkin i studieemnet AST4310: Strålingsprosesser i astrofysikk. Emnet innebærer å beregne mengden av nøytrale atomer og ioner for forskjellige grunnstoffer ved varierende temperaturer og bygge diagrammer som de Payne-Gaposchkin lagde.
Denne artikkelen ble først publisert i Astronomi 2023/1. Er du ikke abonnent? Abonner her.
Toppbilde: Jake Weirick/Unsplash (bakgrunnsbilde), Smithsonian Institution Archives (Cecilia Payne-Gaposchkin)
Denne gangen har vi mye spennende nytt fra universet, som vanlig. Les om de største stjernene og de største linsene som fins. I tillegg kan dere lese om teleskopet i Irland, som en gang var det største i verden, og om hvordan Krabbetåken fikk navnet sitt. Folk som er nybegynnere innen astrofotografering får også mange gode råd i dette bladet.
Oversikt over innholdet:
Faste spalter
I denne utgaven kan du lese om den siste tidens mest spennende begivenheter i solsystemet. En romsonde har kollidert med en asteroide, og i bladet kan du lese om hvordan dette gikk. Dessuten har vi siste nytt fra Mars, der den norske georadaren RIMFAX har foretatt mange målinger. i Tillegg har vi flere spennende nyheter fra Sola. Vi har imidlertid denne gangen en artikkel om fullmånen som kanskje ikke er full selv om det ser sånn ut. Så ikke hele innholdet er avansert astrofysikk.
Oversikt over innholdet:
Faste spalter
Denne gangen presenterer vi rykende ferske bilder fra James Webb-teleskopet med forklaring skrevet av en som er med på prosjekter som bruker noen av disse bildene. I tillegg kan du lese siste nytt om det svarte hullet i Melkeveiens sentrum, den nye spalten Barnas Univers fortsetter med stjernenes liv, og teleskopserien avsluttes med en artikkel om utstyr for å se på Sola. Så det er ingen grunn til ikke å lese dette bladet.
Oversikt over innholdet:
Faste spalter
Hvordan vi leter etter tegn på liv i universet.
Are Vidar Boie Hansen, redaksjonsmedarbeider i Astronomi og lektor ved Akademiet Oslo
For mange er dette det mest spennende spørsmålet innen astronomien. Naturvitenskapen som beskjeftiger seg med dette, kalles astrobiologi. Astrobiologien er en helt ny vitenskap, som bruker kunnskap og metoder fra astrofysikk, kjemi, biologi og andre naturvitenskaper, men det berører også andre fagfelt, for eksempel filosofi og samfunnsvitenskap.
Foreløpig har vi ikke funnet noe slags liv noe annet sted i universet enn her på Jorda. På den andre siden har vi bare så vidt kommet i gang med letingen.
Slik vi forstår liv i dag er livsprosesser helt avhengige av flytende vann for å overleve. Dette betyr at liv bare kan eksistere på planeter – og tilsvarende objekter som måner og dvergplaneter – der flytende vann kan eksistere.
Som du kan lese i Astronomi 2/2022 var det først på midten av 1990-tallet at vi begynte å oppdage planeter rundt andre stjerner, og i dag har vi altså oppdaget mer enn 5000 av dem. Mange av disse planetene kan teoretisk sett ha liv, men hva konkret skal vi se etter for å avgjøre spørsmålet?
Det beste er selvfølgelig å observere levende organismer direkte. Det er imidlertid vanskelig å se hvordan vi skal få til dette når det gjelder liv utenfor vårt eget solsystem, og vanskelig nok her også, hvis de finnes. Vi må derfor nøye oss med indirekte observasjoner av hvordan liv påvirker omgivelsene sine.
En biosignatur eller biomarkør er en eller annen fysisk substans som produseres av levende organismer. Dette kan for eksempel være ioner, molekyler, mineraler eller fossiler. Hvis for eksempel et molekyl skal regnes som en biosignatur, må man være helt sikre på at det ikke er blitt dannet av naturlige prosesser som ikke forutsetter liv, såkalte abiotiske faktorer. Oksygenet i Jordas atmosfære stammer for det meste fra fotosyntese, men hvis vi finner en eksoplanet med oksygen i atmosfæren, betyr ikke det at vi kan konkludere med at det fins liv som driver fotosyntese der. Oksygenmolekyler kan nemlig også dannes av abiotiske faktorer.
Det er blitt foreslått hele 14 000 forskjellige atmosfæriske biosignaturer, men dessverre er ingen av dem hundre prosent sikre. I vårt eget solsystem har mange astronomer spekulert på om metan på Mars er et tegn på at det fins liv der. I dagens Mars-miljø forsvinner metan fra atmosfæren veldig fort. Likevel fins det ørsmå mengder metan i Mars-atmosfæren, så en eller annen mekanisme må altså fylle på med metan. Kan det være mikroorganismer? Foreløpig har man ikke konkludert, fordi man vil undersøke alle tenkelige abiotiske faktorer først.
En annen mulighet er å finne spesielle kombinasjoner av molekyler. Hvis vi finner metan sammen med molekyler som oksygen, ozon og karbondioksid, er det en sterkere indikasjon på liv.
Som alltid i vitenskapelige undersøkelser, er også målefeil en mulighet. I 2020 mente noen astronomer at funn av molekylet fosfin i atmosfæren til Venus ikke kunne forklares med abiotiske faktorer, og det kunne være et tegn på mikroorganismer i atmosfæren. En ny analyse av dataene viste at det enten ikke fins fosfin i Venus-atmosfæren, eller at det er så lite av det at det ikke er målbart.
På slutten av 1800-tallet mente den amerikanske forretningsmannen og astronomen Percival Lowell at han kunne se rette streker på Mars i sitt 61 cm refraksjonsteleskop. Han tolket dette som irrigasjonskanaler, og spekulerte på om Mars var bebodd av en teknologisk avansert sivilisasjon som var rammet av tørke. På slutten av 1800-tallet var nettopp kanaler, som Suez-kanalen, toppen av høyteknologi. I 1909 viste observasjoner med det nye 1,5 m speilteleskopet på Mount Wilson at Lowells kanaler ikke eksisterer.
Kanalene på Mars er et eksempel på teknosignaturer, eller teknomarkører. Hvis det fins levende vesener som har utviklet avansert teknologi, kan vi lete etter tegn på teknologisk manipulering av omgivelsene.
Det fins mange mulige teknosignaturer. Den første man lette systematisk etter, var radiobølger. Radiobølger ble oppdaget av Heinrich Hertz i 1887, og så tidlig som i 1899, mente Nikola Tesla at han fanget opp kunstige radiosignaler fra Mars.
I 1960 satte radioastronomen Frank Drake i gang Project Ozma. Eksperimentet gikk ut på å lytte etter interstellare radiobølger fra sivilisasjoner på planeter rundt andre stjerner. Drake valgte ut stjernene Epsilon Eridani og Tau Ceti, siden de ligner på Sola og befinner seg ganske nær oss. Han lyttet til frekvenser rundt 1420 MHz, siden hydrogen naturlig sender ut radiostråling på denne frekvensen. Siden hydrogen er det vanligste grunnstoffet i universet, må en sivilisasjon som driver med radioastronomi kjenne til slik stråling.
Ingen signaler fra utenomjordiske sivilisasjoner ble funnet, men leting etter intelligent liv i universet var i gang. Leting etter tegn på intelligent liv i universet kalles i dag SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence).
15. august 1977 registrerte radioteleskopet Big Ear ved Ohio State University et sterkt radiosignal på en frekvens veldig nær 1420 MHz fra stjernebildet Skytten. Signalet ble registrert i 72 sekunder, noe som skyldes at teleskopet bare kunne justeres for høyde, så det skannet i lengderetningen ved hjelp av jordrotasjonen. Vi vet derfor ikke hvor lenge signalet egentlig varte.
Signalet var så oppsiktsvekkende at radioastronomen Jerry R. Ehman, som så det først, skrev Wow! ved siden av det på utskriften, og det er derfor kjent som Wow!-signalet. Det er aldri blitt observert igjen, og til tross for mange foreslåtte forklaringer er Wow!-signalet fortsatt et mysterium. Det inneholder tilsynelatende ingen modulasjon, som er en vanlig jordisk måte å pakke informasjon inn i en radiobølge, men fortsatt regnes Wow!-signalet som den beste kandidaten for et ekte signal fra utenomjordisk intelligens.
Det viktigste aktive SETI-prosjektet i dag er Breakthrough Listen. Prosjektet startet i januar 2016 og skal etter planen vare i ti år. Initiativet kom blant annet fra Frank Drake og Stephen Hawking, og prosjektet er finansiert av den russisk-israelske milliardæren Jurij Milner.
Breakthrough Listen bruker Green Bank Observatory i USA og Parkes Observatory i Australia til å lytte etter signaler fra to millioner nærliggende stjerner, foruten galaksekjerner, hvite dverger, nøytronstjerner, svarte hull og Melkeveiens sentrum. Prosjektet skal kunne registrere et radiosignal tilsvarende en vanlig flyradar rundt de nærmeste tusen stjernene.
Breakthrough Listen inkluderer også leting etter laserpulser i synlig lys ved hjelp av Automated Planet Finder-teleskopet ved Lick-observatoriet i USA. Dataene ligger åpent tilgjengelige på prosjektets nettside, slik at hvem som helst kan laste dem ned og analysere dem. Resultater publiseres hver sjette måned.
Foreløpig har man ikke funnet noen signaler fra utenomjordiske sivilisasjoner. Dette er kanskje skuffende, men for det første er dette i seg selv et funn, og for det andre har Breakthrough Listen funnet mange interessante signaler fra astrofysiske prosesser som hjelper forskerne videre.
Denne artikkelen ble publisert i Astronomi 2/2022.
Meld deg inn i Norsk Astronomisk Selskap for å abonnere på bladet. Melder du deg inn nå, vil du fortsatt få ettersendt nr. 2. Neste utgave kommer ut i løpet av september.
Denne gangen har vi en helt ny spalte – Barnas univers. Så nå håper vi at flere kan glede seg over det fine bladet. Ellers har vi som vanlig flere spennende og varierte temaer som dere kan lese om, fra filmkommentar til big bang og svarte hull. Teleskopserien vår begynner å nærme seg slutten. Denne gangen dreier det seg om kompakte teleskoper.
Oversikt over innholdet:
Faste spalter:
Velkommen til vår Instagram-konto! Følg oss på @astronomi.no
