BioNyt - Videnskabens Verden

KILDER TIL BioNyt nr.130
3938
3939
3940
3941
3942
3943
3944
3945
3947
3948
3950
3951
4004
4005
4006
4007
4008
4009
4010
4011
4012
4013
4014
4015
4016
4017
4018
4019
4020
4021
4022
4023
4024
4025
4026
4027
4028
4029
4030
4031
4032
4033
4034
4035
4036

BioNyt nr.130 s.4-5
BioNyt nr.130 s.6-7
BioNyt nr.130 s.8-9
BioNyt nr.130 s.10-11
BioNyt nr.130 s.12-13
BioNyt nr.130 s.14-15
BioNyt nr.130 s.16-17
BioNyt nr.130 s.18-19
BioNyt nr.130 s.20-21
BioNyt nr.130 s.22-23
BioNyt nr.130 s.24-25
BioNyt nr.130 s.26-27
BioNyt nr.130 s.28-29
BioNyt nr.130 s.30-31
BioNyt nr.130 s.32

---

Gå til top
BioNyt nr.130 s.4-5

Jagten på supernovaer

Supernova-jægeren håber at være den første, der ser en ny supernova, en tilsyneladende "ny" stjerne, men i virkeligheden en stjernes voldsomme død.

Der findes mennesker, som et par timer hver nat, når det er stjerneklart, sidder (eller står i mere eller mindre akavede stillinger), mens de kigger i en stjernekikkert og afsøger felter på stjernehimlen for deres bytte. De er trofæjægere og byttet er supernovaer. Jeg har mødt en sådan person, nok den mest ihærdige og succesrige af slagsen, og måske nok også snart den sidste af slagsen, for nu er computere blevet sat til at gøre det hårde arbejde.

25 år om første bytte
Det koster 10 australske dollar at tage toget fra Sydney til den lille forstad Hazelbrook, hvor Robert Evans bor med sin kone Elaine. "Jeg begyndte at kigge efter supernovaer i 1956", fortæller han. "Men det var først i 1981, at jeg fik bekræftet et fund af en ny supernova". Når det tog et kvart århundrede, skyldtes det tildels, at der dengang ikke var så gode billeder af de fjerne galakser, som vi har i dag. Det var derfor svært at kontrollere fund af "stjerner, der ikke var der i sidste måned", for det kunne f.eks. skyldes bedre sigtbarhed. Men han manglede også kontakter til astronomer, som kunne bekræfte de fund af "nye stjerner", som han fandt. Når præsten Evans ringede til et astronomisk observatorium, og sagde, at han havde fundet en ny stjerne i en fjern galakse, så var det så som så med interessen for at undersøge det. Det var der også grund til, for i starten laver man mange fejl, fortæller Robert Evans. Mange af de meddelelser om mulige fund gennem årene, som han sendte til observatorierne, var der sandsynligvis ingen, som undersøgte nøjere. Først efter 25 år havde han skaffet sig personlige kontakter, som var villige til at bruge tid på at efterprøve fundene. Han havde på det tidspunkt også fået kontakt med personer, som tog fotografier af himlen. Selv tog han ikke fotografier.

Husker 1000 galakser
"For hurtigt at finde en galakse må jeg kende stjernebilledet, og vide, hvor på himlen jeg skal lede". Han mener, at han nok kan huske 1000 galakser. "Måske kendte jeg 1500 for ti år siden, men nu kan jeg ikke holde ud at stå så længe ved teleskopet", siger Robert Evans, som nu er pensioneret fra præsteembedet.

"Når jeg kigger efter supernovaer, bruger jeg ca. 1-2 timer", siger han. "På den tid kan jeg nå at se 100 eller flere galakser, måske kan jeg nå 200 galakser på 2½ time," fortæller Robert Evans. "For ikke at spilde for meget tid, må jeg meget hurtigt kunne finde en bestemt galakse, som jeg vil se på. Jeg må kunne finde en galakse og "lande på den" på 5 sekunder", fortæller Robert Evans. Jeg bruger ofte kun 10-20 sekunder til at se på den.

At "lande på en galakse" sker ved at finde det omtrentlige område på himlen ved hjælp af et 50 mm teleskop, der er skruet på det store teleskop. Derefter finder han den ønskede galakse med selve teleskopet. "Jeg skal kunne huske, hvordan den pågældende galakse normalt ser ud". Derfor må jeg holde mig til det samme teleskop. Det går ikke at skifte teleskop fra tid til anden, for så bliver det forskelligt fra gang til gang, hvor mange stjerner, der er synlige i galaksen.

Hvis han finder noget nyt, kan han huske det, og først senere eller dagen efter tjekker han det efter i bøger eller en stor samling af fotokopier af billeder af galakser, som andre tidligere har taget. I de sidste 10 år har han brugt et 12-tomme teleskop. Før den tid brugte han et 16-tomme teleskop, som han stadig ejer, men som er for uhåndterligt at bruge på terrassen, hvor han nu bor.

At kunne finde galakserne hurtigt er ligesom at kunne et landkort udenad, og derfor kunne finde en by hurtigt på kortet, fortæller han. Supernovaerne kan i sjældne tilfælde være lige så tydelige som den galakse, de er i. Men ofte er de mere lyssvage. Da Robert Evans begyndte at interessere sig for supernovaer var der højst fundet 70-80 supernovaer nogensinde. Da han 25 år senere fik godkendt sit første fund, var der blevet fundet ca. 500 supernovaer. Nu finder man ca. 300 om året.

45 supernovafund
Indtil 2005 har Robert Evans fundet 40 supernovaer visuelt med teleskop. Derudover har han fundet 5 på fotografier, som andre har taget. Tre gange har han fundet to supernovaer i samme galakse. (Ingen har fundet mere end to supernovaer i samme galakse). I gennemsnit har han fundet to supernovaer om året. Men det har gennem årene fordelt sig, så han i nogle år fandt en, i andre tre og i nogle år ingen overhovedet.

Da jeg talte med ham i 2005 havde han ikke fundet noget i 16 måneder, fortalte ham mig. Til gengæld fandt han 3 supernovaer i løbet af 3 måneder i 2003. "Når jeg finder en supernova bliver jeg begejstret, og i tiden efter bliver jeg mere optaget af stjernekiggeriet, og så er chancen større for endnu et fund", fortæller han.

Som amatørastronom med et 12-tomme teleskop anvender Evans billedværker af galakser, som ikke må være for detaljerede. Billederne må helst ikke vise mange flere stjerner i himmeludsnittet, end han kan forvente at se med sit forholdsvis lille teleskop.

Jagten drejer sig om at komme først med en opdagelse, men tilfældigheder kan ofte spille ind. Ved hans første supernovafund i 1980 sprang fisken af krogen. Han havde været hos en vens "star party", og observeret galaksen NGC1316 i et 31-cm teleskop. Han hæftede sig ved den lejlighed ikke meget ved det. De næste 2 uger var…

Nye tider
I 1980'erne fandt man 15-20 supernovaer om året. Nu finder man ca. 300 om året. Det sker ved hjælp af computere - der er næppe nogen, som stadig som Robert Evans finder supernovaer visuelt. Amatørastronomer bor ofte i byer, hvor nattehimlen oplyses, og de kan ofte lide at arbejde med computere. De elektroniske apparater til at tage billeder af himlen er ikke så følsomme for lysforureningen, men de hæmmes af skydække. Som amatør må man være i stand til at drage fordel af de nætter, hvor det er stjerneklart. Des­uden er det et kolossalt arbejde at lære stjernehimlen så meget at kende, at man kan finde supernovaer på visuel måde. Hvis man hele tiden skal hen og tjekke i bogen tager det for lang tid, og så finder man aldrig nogen supernova, siger Robert Evans.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.6-7

…han på ferie uden teleskop, men kunne ikke få ud af hovedet, at der vist var noget mærkeligt ved stjernemønsteret nær galaksen. Han overvejede at ringe til en ven, men opgav. Straks efter ferien benyttede han den første lejlighed, hvor det var stjerneklart, og fandt supernovaen. Dagen før var den blevet set af en professionel astronom i Chile!

Robert Evans var dog blevet kraftigt bestyrket i sin selvtillid. Nogle måneder efter, i februar 1981, var han på ferie med sin kone og deres 4 døtre. Nætterne blev brugt til supernovajagt. Blandt mange galakser observerede han galaksen NGC1532, og igen opstod en snigende fornemmelse for at noget, som han så svagt og kortvarigt mellem skyerne, måske var en supernova i en arm af denne spiralgalakse. Derefter var det overskyet i 2 uger. Da han så den igen, denne gang tydeligt, ringede han til en astronomven. Ved at sammenligne med tidligere, halvdårlige, billeder af galaksen så der ganske rigtigt ud til at være kommet en ny stjerne. Men dette var den første galakse, makkerparret skulle indrapportere, og af frygt for at få et dårligt omdømme, hvis det nu skulle vise sig at være en fejl, ventede hans ven i flere dage, hvor han fik andre til at se på den. Den blev så endelig indrapporte­ret til Central Bureau og fik navnet SN1981A - første supernova fra 1981.

Robert Evans fortsatte sin jagt, og allerede få uger efter fandt han ­endnu et jagtbytte, denne gang i galaksen NGC4536. En uge senere skulle han besøge sin astronomven, og de ­bekræftede hinanden i, at dette var endnu en supernova. Frustreret opdagede de, at en professionel astronom i Sovjetunionen havde indrapporteret den, dagen efter at Robert Evans ­havde set den første gang.

Robert Evans kunne ikke modstå engang imellem igen at se på NGC1316, som havde været hans første supernova­sted, omend andre nåede at komme først med rapporteringen. Den tidligere supernova var nu blevet svag, men da han så på galaksen, lyste en ny stjerne op. Hans ven var overbevist om, at det måtte være en fejl. To ­supernovaer i samme galakse så hurtigt efter hinanden måtte være en umulighed, - men de vidste, at det trods alt var sket før i supernovaernes historie. Belært af ­erfaringen ventede de denne gang ikke i dagevis inden Central Bureau blev alarmeret. SB1981D blev således den anden supernova for Robert Evans på 14 dage. Det kunne have været hans tredie. Den sidstnævnte supernova var i øvrigt den første klassiske type-1 supernova, som var blevet fundet af en amatør. I Chile var den blevet fotograferet, men ingen havde set på billederne. En flyvende start for Robert Evans efter 25 års tilløb! Efter min samtale med Robert Evans fandt han SN 2005df i galaksen NGC 1559.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.8-9

Stjernen som efter 169.000 år kickstartede supernova-forskningen

P å den sydlige halvkugle kunne man i 1987 se en supernova med det blotte øje. Lyset havde da været undervejs i 169.000 år. Den eksploderende stjerne var i en galakse, som cirkler som en satellit om Mælkevejen (og om nogle milliarder år vil blive opslugt af denne). Denne nabogalakse kaldes Den Store Magellanske Sky. På den sydlige halvkugle kan man ret ­tydeligt se denne som en udtværet plamage på himlen, af tykkelse som en finger på strakt hånd. Den var sammen med Den Lille Magellanske Sky kendt af portugisiske sømænd i 1400-tallet, og Ferdinand Magellan beskrev de to himmeltegn længe før galakser blev et begreb.

Lyset fra eksplosionen nåede ned til Jorden natten mellem den 23. og 24. februar 1987. Man havde tilfældigvis navngivet og taget billeder af stjernen, før man så eksplosionen. Dette var første gang i historien, at man havde kendskab til en stjerne, før den blev til en supernova. Det var også den tydeligste supernova siden teleskopet blev taget i brug i 1609. Desuden var det den nærmeste supernova i 384 år, siden Johannes Kepler gennem et års tid i 1604 noterede lysstyrken af en supernova fra vores egen Mælkevej.

Astronomernes teoretiske forudsigelser om supernova-eksplosioner kunne for første gang afprøves i praksis. Det kunne bekræftes, at der som forventet blev produceret radioaktivt nikkel-56. Dette blev som forventet hurtigt nedbrudt til cobolt-56. Og igen som forventet blev dette nedbrudt til jern-56 i løbet af nogle måneder og ikke nedbrudt videre. Alle forudsigelserne var korrekte! Spektrallinierne af stofferne kom og gik som forventet, og tidsforløbene passede med de radioaktive stoffers ­forskellige halveringstider.

En astronom sagde senere, at han havde været høj af adrenalin i et helt år. Dette var starten på den moderne supernovaforskning!

Supernova SN1987A, som den blev kaldt, fortsatte med at begejstre. Chokbølgen fra eksplosionen oplyste efterhånden en gammel gassky, som ved en tidligere lejlighed var blevet afkastet af stjernen for 10-50.000 år siden. Ved denne tidligere eksplosion var de indre, mere varme lag blevet eksponeret på stjernens overflade, og stjernen var blevet en "blå gigant", fordi mere varme udsendtes fra dens overflade i form af blåt lys.

Stjernen blev dannet, mens der var forfædre til mennesket på Jorden
Ifølge computermodeller blev stjernen, som blev til SN1987A, dannet for 11 millioner år siden. Det er meget kort tid. For eksempel levede der på Jorden for 11 millioner år ­siden en rama-apeart, som har fået navnet Uranopithicus Macedonicus, og som tilhørte gruppen af mulige forfædre til mennesket! Det var, da stjernen blev født! Store stjerner lever stærkt, men meget kort tid. (Nogle kæmpestjerner lever kun 100.000 år).

Supernovaer danner det stof, som liv består af

M an kan ikke forestille sig liv uden tunge grundstoffer. Vi har f.eks. jern i blodet, bl.a. kobber og zink i enzymer, phosphor, svovl, oxygen osv. osv. Alle disse stoffer frigives kun ved ­supernovaeksplosioner! Det er en forudsætning for liv.

Supernovaen fra 1987 var før eksplosionen et "løg" med forskellige lag, som afspejlede stjernens livsforløb:

I de første 10 millioner år af sit liv omdannedes al stjernens ­hydrogen under frigivelse af energi. Derefter skrumpede den nu ­heliumholdige kerne og temperaturen steg, indtil kerne­fusioner med helium blev en ny mulighed for energifrigivelse.

I løbet af 1 million år blev al helium omdannet til carbon og oxygen under ny energifrigivelse, og stjernen blev en supergigant. Carbon blev omdannet til neon i løbet af 12.000 år. Neon blev nedbrudt på 12 år. Oxygen på 4 år. Silicium blev nedbrudt på 1 uge til en blanding af nikkel, cobolt og jern. Al stjernedannelse stræber efter at danne jern. ­Jern er en energidal. Der kræves flere sammenstød med neutroner hurtigt efter hinanden for at jern ikke skal henfalde, inden næste neutron rammer. Det er kun i supernovaer, at neutronerne kan komme så hurtigt efter hinanden, så derfor dannes alle stoffer, der er tungere end jern, i løbet af de første få minutter af en supernovaeksplosion. Det store antal neutroner i en supernova skyldes, at kernen falder sammen til udelukkende neutroner på grund af tyngdekrafttrykket. Disse neutroner spredes ud gennem stjernen med nær lysets hastighed, når stjernen eksploderer. Det er i løbet af disse få minutter, at stofferne dannes.

Frie neutroner kan kun være frie i få minutter. De nedbrydes med en halveringstid på kun 10,3 minutter. Neutroner er kun stabile i atomkerner.

Kun i supernovaens glimt opstå der ekstremt mange neutroner samtidig, 300 milliarder milliarder neutroner pr. kubikcentimeter. Alle atomkerner, der opfanger disse neutro­ner, er i starten ustabile. De ­bliver stabile, når en del neutroner omdannes til protoner, indtil der kun er lidt flere neutroner end protoner. På den måde er alle tunge grundstoffer blevet dannet. Når gasmasser, som falder ind mod stjernens centrum, har sammenpresset stjernens kerne til det yderste, sender en tilbageslagsbølge alle disse atomer ud i rummet, hvor de måske engang ender i levende organismer som os.

Astronomisk målestok
Da supernova SN1987A endnu var en rød gigant blev en vedvarende vind af gasser løftet bort fra dens overflade. Vinden blæste hurtigst ud fra polerne. Omkring stjernens ækvator blæstes gasserne langsommere ud og blev derfor tættere her. Da stjernen blev en mindre, men varmere, blå gigant blev vinden hurtigere, og denne tætte gasring blæstes væk fra stjernen.

Ved supernovaeksplosionen blev ringen synlig fra Jorden. Ud fra den tid, det tog at oplyse ringen, og vinklen, som ringen udgjorde set fra Jorden, kunne man udregne afstanden til stjernen til 169.000 lysår. (Beregningen er i USA brugt mod kristne fundamentalisters påstand om, at intet er over 6000 år). Med kendskab til afstanden til Den Store Magellanske Sky kan man ved sammenligning finde afstande til fjernere galakser. De er lidt længere væk end hidtil vurderet.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.10-11

Mystiske neutrinoer

O mkring 20 timer før ­lyset fra supernova SN1987A nåede Jorden ankom ­nogle partikler som budbringere. De kaldes neutrinoer (italiensk: "En lille neutral en"; navngivet af italieneren Enrico Fermi i 1934). De er meget, meget mindre end elektroner, og uden elektrisk ladning. Man troede længe, at de ligesom foton-lyspartiklen er helt uden masse, men nu ved man, at de har en meget, meget lille masse - hvilket har enorm betydning, fordi neutrinoer er så talrige, at det meste stof (ud over energi mv.) måske består af neutrinoer!

En Nobelpris blev i 2002 givet til Raymond Davis Jr. fra Pennsylvania univ. og Masatoshi Koshiba fra Tokyo univ. for opdagelsen af disse kosmiske neutrinoer. I 1995 havde den amerikanske fysiker Frederick Reines fået en Nobelpris for i 1956 at have bevist, at neutrinoer eksisterer (i øvrigt 25 år efter, at Wolfgang Pauli postulerede deres eksistens).

Atomer består af positivt ladede protoner og uelektriske neutroner. Atomer indeholder også de negative elektroner.

Hvis en proton sammen med en elektron omdannes til en neutron, dannes der også en neutrino.

Alle partikler har antipartikler (kaldet "antistoffer" i fysikken; som ikke må forveksles med biologiens antistoffer, som er immunproteiner).

Neutrinoer har antipartikler, som kaldes ­antineutrinoer. De negativt ­ladede elektroner ( e- ) har antipartikler, som er positivt ladede, og som har fået deres eget navn, "positroner" (e+).

En neutron kan omdannes til en proton under udsendelse af en elektron samt en antineutrino:

Neutron 4 Proton + e- + antineutrino Frederick Reines påviste, at der ved nedbrydningen af en neutron netop dannes en sådan antineutrino. Det gjorde han ved at vise, at den dannede antineutrino kan reagere med en proton, hvorved der dannes en neutron og en "positiv-elektron" (positron):

Proton + antineutrino4 Neutron + e+
Andre omdannelser kan være:

Proton 4 Neutron + e+ + neutrino
Proton + e- 4 Neutron + neutrino
Neutron + neutrino 4 Proton + e-
Neutron + e+ 4 Proton + antineutrino
Neutrinoer dannes bl.a. i solen ved kernefusion. De dannes også i atomkraftværker. Desuden dannes neutrinoer ved kosmisk strålings reaktion med atomer i atmosfæren. Men først og fremmest dannes neutrinoer i supernovaer. Faktisk udsendes hovedparten af energien fra en supernovaeksplosion i form af neutrinoer, som dannes, når protoner og elektroner kombineres i stjernens kerne, hvorved der dannes neutrinoer og neutroner.

En supernova udsender mindst 100 gange mere energi i form af neutrinoer end i form af lys! Det betyder, at mindst 99% af energien fra en supernova­eksplosion næsten ikke kan påvises. Af de ufattelige mængder af neutrinoer, som udsendtes fra 1987-supernovaen, så forskerne kun 19 stykker: Neutrino-detektorerne i en japansk mine påviste 11, medens 8 blev påvist i en detektor i en mine i Ohio. Man havde disse steder bygget enorme vandtanke, som kunne indfange neutrinoer. De japanske neutrinoer ankom i løbet af 13 sekunder. Efter de første 6 sekunder modtog Ohio-minen sin første neutrino, og de næste syv kom i løbet af 6 sekunder. Den sidst registrerede neutrino fra supernova­eksplosionen blev altså påvist i Japan og USA i næsten samme sekund. Dette på trods af, at disse neutrinoer havde været 169.000 år om rejsen til Jorden!

Neutrinoerne dannes på følgende måde: Når en stor stjerne har opbrugt alt sit kernebrændsel, kollapser kernen nogenlunde ligesom en pyramide ville falde sammen uden understøttelse. Temperaturen stiger voldsomt. Atomer splittes i deres protoner, neutroner og elektroner. Elektroner reagerer med protoner som følge af den store tæthed. Hver gang dette sker, dannes en neutron og en neutrino. Der dannes en ufattelig kompakt neutronkerne, nærmest som et flere kilometer stort atom. Når den kollapsende stjernemasse rammer den faste overflade af neutronstjernen opstår en chokbølge den modsatte vej.

Chokbølgen bevæger sig udad gennem stjernen. Meget af energien bruges til at spalte atomkernerne i de lag, der ligger omkring jernkernen, og næsten øjeblikkeligt, på en hundrededel af et sekund, dør chokbølgen ud. Men en bølgeeffekt fra de udad-strømmende neutrinoer får chokbølgen i gang igen, og stjernen eksploderer. Gasserne i de ydre lag af stjernen slynges bort på grund af neutrino­strømmen, ­ligesom damp kan løfte en kedels låg.

Neutrinoers masse

Neutrinoer har ekstrem lille lyst til at reagere med noget som helst, efter at de er dannet. Derfor er der så mange neutrinoer i universet. Man siger, at der burde være næsten lige så mange neutrinoer, som der er fotoner i universet, eller at der burde være 100 million gange flere neutrinoer, end der er protoner og neutroner i alle stjerner og alle galakser. Man har udregnet, at hvis en neutrino f.eks. har en masse på 10 elektronvolt, vil massen af alle neutrinoer indeholde lige så meget masse som alt synligt stof i universet. Måske har neutrinoen en større masse end 10 elektronvolt, og måske udgør neutrinoer derfor hovedmassen af universet, selv om 10 elektronvolt kun er 1/100.000.000 af en protons masse. Til sammenligning har elektroner en masse på 511.000 elektronvolt.

Eksploderende dværge

P å lange afstande i universet kan man ikke se enkeltstjerner. Der er dog én undtagelse: Eksplosioner af type-1A supernovaer. Udforskningen af universets udvidelse drager nytte af denne bestemte supernovatype, fordi den altid afgiver samme lysmængde. Man inddeler supernovaer uden ­hydrogen i 3 typer, kaldet type 1A, 1B og 1C.

Type 1B og 1C er kæmpestjerner, som har udsendt så meget stof inden de eksploderer, at de ikke har mere hydrogen tilbage. Type 1C har end ikke mere helium tilbage.

I modsætning til disse er Type 1A helt speciel ved altid at eksplodere, når den har samme størrelse. Type 1A supernovaer kan derfor bruges som standardlys. De kan bruges til afstandsbestemmelser for galakser op til ca. 1 milliard lysår væk. (For længere afstande bruges bl.a. lysets rødskift).

Der er et simpelt forhold mellem afstand og lys. Ved dobbelt afstand aftager lyset fire gange. Når vi på Jorden modtager lyset fra en type-1A-supernova kan man derfor udregne tabet på vejen, idet man mener at kende lysmængden i starten. Lystabet er et mål for afstanden. Man udregner altså, hvor meget lys, der er blevet spredt under lysets rejse til Jorden, og dermed hvor lang tid, der er gået siden stjernen eksploderede.

Man har imidlertid fundet ud af, at eksplosionen fra en type 1A ikke er helt symmetrisk i alle tilfælde. Dette giver en vis fejlvurdering af lyset, f.eks. kan lysudsendelsen i forskellige retninger være 10% forskellige. En anden fejlvurdering kan skyldes ukendte støvskyer mellem stjernen og os.

Årsagen til, at Type 1A-supernovaen eksploderer, når der opnås en kritisk værdi, menes at være, at stjernen er en lille, tæt "hvid dværg", som langsomt modtager masse fra en stor nabostjerne. Nabostjernen kan være en rød kæmpe, og når den vokser, vil dens ydre gaslag blive tiltrukket af den hvide dværgs tyngdekraft.

Den hvide dværgstjerne er virkelig en dværg (og egl. under stjernestørrelse). Før den modtager stof fra naboen er den mindre end Jorden! Dværgstjernen vokser, når den modtager noget af de ydre hydrogenlag hos sin store nabo, men fordi dværgstjernen er så tæt og tung, og har så høj temperatur, adlyder de overførte gasser ikke de almindelige gaslove. De overførte hydrogenatomer omdannes til helium ved atomkernefusioner, hvilket blot medfører endnu højere temperatur, som igen medfører endnu flere atomkernesammensmeltninger.

Når dværgstjernens masse når op på 1,4 gange solens masse starter en løbsk kernereaktion, som får stjernen til at eksplodere (den indisk-amerikanske astrofysiker Chandrasekhar fik nobelprisen i 1983 for denne opdagelse, som han gjorde i 1930'erne).

Atomerne i kernens materiale kan ikke "bære vægten" af det sammensynkende materiale: Elektronerne omkring atomkernerne bliver mast ind i kernen, hvor de reagerer med protonerne og danner neutroner. Denne kollaps er voldsom og blæser i hvert fald de ydre dele af stjernen væk. Tilbage er eventuelt blot et massivt legeme af tætpakkede neutroner - en såkaldt neutronstjerne.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.12-13

Når galakser støder sammen

G alakser kan støde sammen. Et sammenstød mellem 2 galakser vil forløbe over en periode på millioner af år. Selv om hver galakse indeholder mange stjerner, er afstanden mellem stjernerne så stor, at der kun vil være få direkte sammenstød. Alligevel vil galakserne deformeres af de gensidige tyngdekræfter i løbet af disse millioner af år.

Hvis 2 spiralgalakser støder sammen, vil der kunne dannes en stor elliptisk galakse. Elliptiske galakser er den anden type af galakser i universet. De dannes formentlig netop ved sammenstød mellem spiralgalakser. Denne antagelse passer med, at antallet af spiralgalakser er aftaget i tidens løb. Det ved man, fordi man kan se tilbage i tid: Hvis man studerer de galakser, som er 4 milliarder lysår væk fra os, ser man galakserne, som de var for 4 milliarder år siden - og disse gamle galakser indeholder 30 % spiralgalakser, hvorimod der blandt galakserne, der er tættere på os, typisk kun er 5 % spiralgalakser.

Et andet tegn på, at elliptiske galakser skyldes galaksesammenstød er, at den indre del af elliptiske galakser ofte roterer i den ene retning, mens den ydre del af galaksen roterer i den anden retning eller omkring en anden akse. Galaksen må altså være opstået ved et sammenstød mellem 2 galakser, der roterede hver sin vej. Mælkevejen er for tiden i gang med at flå Den Store Magellanske Sky fra hinanden, så den om nogle milliarder år vil være helt opslugt.

Andromeda-galaksen er den eneste blandt de 40 eller 50 nærmeste galakser til Mælkevejen, som i størrelse kan sammenlignes med Mælkevejen. Andromeda-galaksen har tidligere opslugt en galakse. Det kan man se, fordi den har to kerner med en indbyrdes afstand på 6 lysår. Andromeda-galaksen opslugte den anden galakse for måske 5 milliarder år siden.

Andromeda-galaksen er 2,2 millioner lysår væk. Det vil sige, at ­afstanden til Andromeda-galaksen kun er 20 gange så stor som diameteren af Mælkevejen. Denne afstand mindskes med 7200 kilometer hvert minut, idet de to galakser bevæger sig mod hinanden med ca. 430.000 kilometer i timen. I løbet af 3-6 milliarder år vil de kunne støde ind i hinanden. Det ville i så fald ændre dem begge på katastrofal måde.

Man har simuleret en sådan galakse-kollision ved hjælp af supercomputere. Det viser, at resultatet i givet fald ville blive en stor, uformelig, klumpformet galakse.

Det er dog nok mere sandsynligt, at Mælkevejgalaksen og Andromeda-galaksen blot vil passere tæt forbi hinanden uden at påvirke hinanden på denne voldsomme måde.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.14-15

Mørkt stof

D et meste stof i universet udsender ikke lys. Det er mørkt og kan ikke ses. Der er mindst syv gange mere mørkt stof end synligt stof. Mørkt stof afgiver ikke nogen elektromagnetisk stråling, så det kan aldrig påvises direkte. Men eftersom mørkt stof føler tyngdekraft, ligesom almindeligt stof, er det en rimelig antagelse, at det klumper sig sammen i centret af vores galakse og i centeret af andre galakser.

Det er et grundliggende princip for stjerner og galakser, at hvis vi måler deres hastigheder i et område, må der være tilstrækkelig masse tilstede, som kan forhindre objekterne i at undslippe hinanden ved de pågældende hastigheder. Når man regner på det, ser man, at den masse, som kan gøre det, må være meget større end den masse, som frembringer lyset fra de objekter, vi ser.

En af de måder, hvorpå man kan konstatere, at vi ikke ser al massen i universet, er Doppler-rødskiftet og Doppler-blåskiftet fra yderkanterne af forskellige galakser, som viser, hvilken vej galakserne roterer. Dette giver også oplysning om, hvordan galakserne påvirker hinandens rotation. Analyser af trækvirkningerne viser, at hvis en galakse kunne rotere af egen kraft, ville den rotere anderledes, fordi den ville være fri for tyngdekraften fra det mørke stof.

Mørkt stof er altså det stof, som holder galakserne sammen, men mørkt stof er også nødvendigt for at tillade tyngdekraften at forstærke de små fluktuationer i den kosmiske mikro­bølgebaggrund, som danner de storskala-strukturer, som vi kan se i universet i dag.

Mørkt stof omfatter bl.a. varmt og koldt mørkt stof. Den bedste kandidat til "varmt mørkt stof" er neutrinoerne. Neutrino-astronomi er blevet et nyt forskningsfelt, og neutrino­detektorer findes nu i USA, Japan, Rusland og Canada.

I starten efter Big Bang kan det meste stof have været neutrinoer. De neutrinoer, som er dannet ved Big Bang, ville med deres høje hastighed tæt på lysets hastighed udtvære ethvert område i universet, der var mere tæt end gennemsnittet i universet. Først efter at neutrinoerne blev langsommere, kunne universets klumper opstå. Neutrinoernes temperatur faldt ved, at universet udvidede sig.

Det varme, mørke stof udgør i nutiden en forsvindende mængde af alt mørkt stof. Mørkt stof er hovedsageligt koldt. Det mørke stof udgør ca. 1/3 af al energien i universet, ifølge hvad man ved i dag.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.15

Neutronstjerner

N eutronstjerner er de kollapse­de kerner fra meget tunge stjerner. Hvis solens masse kunne komprimeres til en neutronstjerne, ville den være en kugle med en tykkelse på 10 km. En neutronstjerne dannes, hvis en stor stjerne, der har f.eks. omkring 15-30 gange større masse end vores sol, eksploderer som en supernova. (En meget lille stjerne vil blive til en "hvid dværg", og en meget stor stjerne vil danne et "sort hul". De præcise vægtgrænser er ukendte).

Supernova-1987A dannede formentlig i begyndelsen en neutronstjerne (eftersom der udsendtes neutrinoer), men den kan efterfølgende være blevet til et sort hul (da en neutronstjerne ikke har kunnet påvises).

Når heliumkerner (der indeholder 2 protoner og 2 neutroner) indgår i fusions­processer dannes der en række stoffer, som har et multi­plum af 4 kernepartikler, f.eks. 4, 8, 16, 32, 48, og 56. Jern­-56 har den højeste bindingsenergi pr. atomkerne af noget som helst grundstof. Både fission og fusion af jern-56 vil kræve tilførsel af energi. Derfor ophobes jern-56 bare. Når den samlede masse er lidt over 1,4 gange solens masse kan elektronerne, som har forsøgt at modstå presset, ikke klare mere, og den hvide dværgstjerne kollapser. Ved de høje tryk, som er involveret i dette kollaps er det energimæssigt fordelagtigt, at protoner og elektroner kombineres til dannelse af neutroner og neutrinoer. Neutrinoerne spredes og undslipper samtidig med, at de hjælper med til supernovaeksplosionen. Neutronerne samles derimod til en neutronstjerne. I en galakses måske 10 milliarder år levetid indtil i dag er der måske dannet 100-1000 millioner neutronstjerner.

Hvis man tænker sig, at man graver sig ned i en neutronstjerne, vil man øverst finde en atmosfære og skorpe med atomer, altså endnu ikke nogen neutronstjerne på dette sted. Længere nede vil varmen og de elektriske kræfter giver elektronerne så meget energi, at de kan bevæge sig langt, før de reagerer med noget. Dybere nede vil neutronerne sive bort fra atomerne. Endnu dybere nede vil der hovedsageligt være neutroner, iblandet 5-10% protoner og elektroner som spredte kødboller i suppen. Længere nede samles neutronerne til spagetti, og endnu længere nede samles de til plader som lasagne. Endnu længere nede opstår huller som i en schweizerost.

Sammenfaldet efter eksplosionen får neutronstjernen til at rotere ufattelig hurtigt, men aftagende med tiden.

Fritz Zwicky

Betegnelsen "Supernova" skyldes Fritz Zwicky, som grundlagde supernovaforskningen sammen med Walter Baade i starten af 1930'erne. På det tidspunkt var den uelektriske kerne­partikel neutronen lige blevet opdaget af James Chadwick. Fritz Zwicky fik den idé, at hvis en stjerne kollapser til den samme tæthed, som findes i en atomkerne, ville atomernes elektroner blive presset ind i atomkernens protoner og omdanne disse til neutroner. Resultatet ville blive en meget lille neutronstjerne, der ville være helt ufattelig tung. Fritz Zwicky forudsagde, at der ville blive en enorm energimængde til overs efter dannelsen af en sådan neutronstjerne. Dette ville medføre en kolossal eksplosion, som han gav navnet "supernova".

Fritz Zwicky og Walter Baade offentliggjorde disse tanker i tidsskriftet Physical Review i et sammendrag på kun 24 linier i 1934. På denne begrænsede plads beskrev de for første gang fænomener som supernovaer og neutronstjerner, og deres dannelse og eksplosionskraft samt satte disse eksplosioner i forbindelse med det dengang nye og mystiske fænomen kosmiske stråler. Først 34 år senere blev eksistensen af neutronstjerner bekræftet. Sammenhængen med de kosmiske stråler er sandsynlig, men er ikke bekræftet endnu.

Fritz Zwicky nåede også til den erkendelse, at der ikke er tilstrækkeligt med synligt stof i galakserne til, at tyngdekraftens tiltrækningsevne kan forhindre galakserne i at rives op ved centrifugalvirkning. Da det jo ikke sker, må der være et supplerende usynligt stof, som også udøver en tiltrækning på det synlige stof. Dette "mørke stof" (på engelsk: dark matter) er stadig en gåde.

Fritz Zwicky var født i Bulgarien, men opvokset i Schweiz og kom til Californien i 1920'erne. Han var vanskelig at omgås, ­aggressiv og fornærmende, endog truende overfor kolleger. Walter Baade nægtede at være alene sammen med ham. Trods hans begavelse med hensyn til at finde videnskabelige forklaringer, forstod han ikke de fysiske love godt nok til at underbygge ideerne, og det blev overladt til Walter Baade og andre. Fritz Zwicky's arbejder blev af disse grunde ofte ignoreret, f.eks. blev hans tanker om mørkt stof først taget op fire årtier senere.

Gå til top
BioNyt nr.130 s.16-17

Den næste supernova

F oreløbig har astronomer ikke fundet stjerner i vores umiddelbare nærhed, som er på vej til at blive supernovaer. F.eks. er den næste stjerne, som vil eksplodere i Scorpius-Centaurus OB associationen, nu 500 lysår væk.

På den sydlige halvkugle findes Den Sydlige Krabbetåge. Den er ikke en supernovarest. (Hvor­imod den nordlige halvkugles Krabbe­tåge er resterne efter supernovaen i år 1054). Den Sydlige Krabbe indeholder 2 stjerner, der kredser om hinanden og tildels deler stjernestoffet imellem sig. Den ene er formodentlig en rød kæmpestjerne. Den anden er en mindre stjerne, måske en hvid dværg, som kan eksplodere, hvis den modtager masse fra sin store nabo. Hvis det sker, kan det nytilførte stof blive ødelagt ved atomkerneprocesser på overfladen af den hvide dværg, som derved bliver til en såkaldt nova (som på billedet til højre). Alternativt kan den hvide dværg eksplodere som en type 1A-supernova, når "Chandrasikhars grænsemasse" nås.

En anden kandidat til en fremtidig supernova er Rigel. Det er en stjerne i den forreste fod på "kæmpen" i Orion-stjernebilledet, der forestiller en kriger fra den græsk mytologi. Rigel tilhører stjernetypen "blå superkæmper". Supernovaen 1987A var en sådan blå superkæmpe, da den eksploderede. Hvis Rigel eksploderede, ville den kunne ses om dagen. Den befinder sig 900 lysår fra Jorden og har en radius på mere end 60 gange Solens radius.

En anden mulig supernova i vores nabolag kan blive kæmpestjernen Eta Carinae, som har 120 gange større masse end Solen. Den befinder sig 7.500 lysår borte. På trods af afstanden ville den lyse som en meget strålende stjerne, der ville kunne ses om dagen. Eta Carinae ses på den sydlige stjernehimmel. Den er i øjeblikket en svag stjerne, men har varieret meget i styrke, formentlig fordi lyset i varierende grad hæmmes af materiale i rummet mellem stjernerne. Den var i 1843 den næstklareste stjerne, kun overgået af Sirius. Den er umådelig massiv, og lysstyrken er blevet målt til 6 millioner gange solens. Den kan nok højst fortsætte med at skinne så kraftigt i en million år. Ved en lejlighed blev store bobler af gas og støv slynget ud og skjulte den næsten. Måske er der 2 stjerner, og måske skete udbruddet på den mindste af disse. De atomare partikler fra en eksplosion af Eta Carinae ville kunne give problemer for rumfarten i en periode og måske også for satellitterne.

Eta Carinae findes i en anden af Mælkevejens spiralarme, nemlig Sigittarius-armen. Solen befinder sig i Orion-armen. I rummet mellem armene findes lige så mange stjerner som i armene, men det er i armene, at de lysstærke, unge stjerner findes, og hvor nye stjerner dannes. De ældre, mindre eller svagere stjerner imellem armene kan ikke ses.

Hvis himlens klareste stjerne Sirius, som kun ligger 9 lysår borte og lyser 26 gange kraftigere end solen, eksploderede som en supernova, ville den lyse med samme lysstyrke som Solen. Temperaturen på Jorden ville stige så voldsomt, at måske kun organismer på havets bund ville overleve. Dens gammastråling og røntgenstråling ville være skadelig for livet på Jorden, og kosmisk stråling ville ødelægge ozonlaget. Sirius kan dog ikke eksplodere, for den er kun dobbelt så tung som Solen. Kun stjerner, som er 5 til 10 gange større end Solens masse, kan blive til supernovaer. (Type 1A-supernovaer eksploderer, når de har en jernkerne, der er lidt over 1,4 gange solens masse).

Nærmeste supernovakandidat er måske Alpha Crucis, - to nabostjerner, begge 15-20 gange solens masse, 370 lysår borte, i stjernebilledet Sydkorset, - dvs. dobbelt så langt borte, som den afstand på måske fra 100 til 200 lysår, som antages at ville kunne være en trussel for Jordens liv.

De største stjerner

I rækkefølge er de 10 mest lysende stjerner: Sirius (Store Hund), Canopus (Kølen), Rigil Kentaurus (Kentauren), Arcturus (Bootes), Vega (Lyren), Capella (Kusken), Rigel (Orion), Procyon (Lille Hund), Achernar (Floden), Betelgeuse (Orion).

Gå til top

Lysekko fra en "nova"

I januar 2002 blussede en ellers svag stjerne kortvarigt op og blev den klareste stjerne i hele Mælkevejen. Lyset fra udbruddet skabte i de følgende år reflektion af lys fra noget omkringliggende materiale, der var udsendt ved et tidligere udbrud. Billederne her er taget af Hubble-rumteleskopet, som cirkler om Jorden som en satellit, og derfor kan undgå Jordens atmosfære. Stjernen er en rød kæmpestjerne, og denne stjernetype har ofte ustabil adfærd. Netop denne er særlig ustabil. Lyset, som oplyser støvspiralerne, kommer fra den røde kæmpestjerne i midten af billederne. Stjernen udsendte pludselig lys i flere uger. Den befinder sig ca. 20.000 lysår fra Jorden, ved den ydre kant af vores galakse Mælkevejen (i stjernebilledet Enhjørningen). Lysdannelsen fik den ellers normalt svage stjerne til at lyse kraftigt op, idet den udsendte 600.000 gange mere lys end solen. ­Lyset fra stjernens udbrud bevæger sig med lysets hastighed bort fra stjernen i alle retninger. I forbindelse hermed rammer lyset en gammel støvsky fra et tidligere udbrud. Fænomenet kaldes "lys­ekko". Der er ikke, som man kunne tro, en voksende skal om stjernen - det er et synsbedrag. Støvskyen var usynlig, indtil den ramtes af lyset. Det tog 2 år for stjerneudbrud-lyset at nå ud til det støv, der belyses på billederne. De områder, der belyses, men som fremtræder sort i den synlige tåge, må være støvfrie. Senere vil lys blive reflekteret fra de støvskyer, der ligger længst væk, hvilket vil give en illusion af, at der sker en sammentrækning. Lysshowet vil være forbi i ca. år 2010.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.18-19

Universets acceleration

D et har i 70 år været kendt, at universet udvider sig. Men det er helt nyt, at universet udvider sig hurtigere og hurtigere.

Edwin Hubble opdagede i sin tid, at spektrallinierne i lys ændres i rød retning (længere bølgelængder), jo længere stjernen er væk. Vi ved nu, at det skyldes universets udvidelse. Eftersom lys bevæger sig gennem et univers, som udvider sig, vil lysets bølge­længder blive strakt ud. Det er, som hvis lysbølgen var tegnet på overfladen af en ballon under udvidelse. Forøgelsen af bølgelængden ændrer lyset i retning mod den røde ende af spektret. Ved at måle bølgelængden af lys fra f.eks. hydrogen­atomer i en supernova og sammenligne med hydrogenlys i et laboratorium kan rødskiftets størrelse påvises. Derved kan man finde ud af, hvor meget universet har udvidet sig i løbet af den tid, lyset har bevæget sig fra den pågældende ­supernova til Jorden.

Hvis man måler tilstrækkeligt mange supernovaer med forskellige rødskift kan man finde ud af, om lyset har ­bevæget sig gennem et univers, som udvider sig med samme hastighed eller f.eks. med øget hastighed.

Man kan se supernovaer, som eksploderede for længe siden: I 1995 kunne man i cirka 2 måneder observere en supernova-eksplosion, som er foregået for 6 milliarder år siden. Det er før solsystemet og Jorden blev dannet. Senere har man set lyset fra en supernova, som eksploderede for 13 milliarder år siden, hvilket må være tæt på tidspunktet for Big Bang, universets dannelse.

De nyere supernovaer ses længere væk end forventet, og de fjerneste ­supernovaer ses tættere på end forventet. Disse forskellige observationer kan samles i samme teori er ved at antage, at universets udvidelse i begyndelsen blev bremset af tyngdekraften, men at en kosmisk frastødningskraft senere kom til at dominere. Man mener altså, at den tiltrækning, som tyngdekraften medfører, på et tidspunkt er blevet overvundet af en ukendt frastødningskraft, som virker som en slags antityngdekraft. Man kalder denne frastødningskraft for "mørk energi" (dark energy), fordi man ikke forstår dens natur. Denne frastødende "mørke energi" giver rummet et udadgående tryk.

Man har ved hjælp af tre forskellige metoder fået det resultat, at cirka tre fjerdedel af energien i universet består af den antityngdekraft, som man kalder "mørk energi". Oprindelsen og naturen af den såkaldte "mørke energi" er fysikkens største mysterium. Et projekt kaldet ESSENCE, der har base på Cerro Tololo Interamerican Observatory i Chile, er etableret for at lede efter mørk energi.

Universet rummer klynger af galakser. Hver klynge består af gigantiske grupper af hundreder af galakser, og klyngerne indeholder også store mængder af gas ved temperaturer på ca. 100 millioner grader Celsius. Gasserne er varme nok til at udstråle røntgenstråler. Ved at måle frekvensen af røntgenstrålerne fra gasserne har man kunnet regne sig frem til afstanden af hver galakseklynge, når man ved, hvor meget gas galakseklyngen indeholder i forhold til den totale masse.

Jo længere tid, der er gået siden Big Bang, jo forholdsvis mere rum er der til stede! Gå til top

-
Gå til top
BioNyt nr.130 s.20-21

Big Bang

Universet blev dannet ved det såkaldte "Big Bang" for 13,7 milliarder år siden. Forskningen er kommet stadig tættere på dette starttidspunkt. Skive efter skive af tid er blevet beskrevet. Brøkdele af sekunder er skåret i endnu mindre brøkdele. Dog ikke Big Bang selv, det er stadig en gåde.

Ideen om Big Bang blev foreslået af en videnskabeligt interesseret belgisk præst, Georges Lemaître, i 1920'erne. Men begrebet kom først ind i kosmologien, da Arno Penzias og Robert Wilson i 1965 ikke kunne slippe af med noget baggrundsstøj i deres ­store kommunikationsantenne, som Bell Laboratories havde opstillet i Holmdel, New Jersey i USA. Den stadige, ufokuserede støj kom konstant og fra alle retninger i rummet og umuliggjorde deres arbejde. De krøb rundt i antennen, rensede den for fugleklatter, byggede den om, og til sidst ringede de i fortvivlelse til Robert Dicke på Princeton Universitet, der kun lå 50 km væk. Her arbejdede man på at finde den kosmiske baggrundsstråling, som den russisk-fødte astrofysiker George Gamow i 1940 havde forudsagt måtte kunne findes som en rest efter Big Bang.

George Gamow forventede, at fotonerne fra Big Bang på grund af den forløbne tid nu ville kunne findes i form af mikrobølger. Gamow havde endog foreslået, at Holmdel-antennen måtte være egnet til at finde denne kosmiske baggrundsstråling. Men hverken Arno Penzias og Robert Wilson eller Princeton-folkene havde læst Gamows artikel herom.

Robert Dicke var dog straks klar over, hvad Arno Penzias og Robert Wilson havde fundet, da de ringede til ham. Opdagelsen blev senere beskrevet i Astrophysical Journal i to artikler. I den ene artikel beskrev Arno Penzias og Robert Wilson støjen, og i den anden artikel beskrev Princeton-gruppen, hvad støjen skyldes. Arno Penzias og Robert Wilson fik Nobelprisen i 1978, selv om de først forstod betydningen af, hvad de havde fundet, da de læste om opdagelsen i New York Times. Princeton-gruppen fik kun sympati.

I øvrigt er ca. 1% af den støj, som ses på skærmen af et TV-apparat, som ikke modtager noget på en kanal, baggrundsstøj fra kosmisk stråling. Man kan altid se universets fødsel, hvis der ikke skulle være noget bedre på programmet.

Universets fysiske særtræk er en forudsætning for liv!

Det univers, som vi kender, ville ikke kunne eksistere, hvis ikke hydrogen netop kunne omdannes til helium på den måde, at en meget præcis del af dens masse omdannes til energi. Hvis denne omdannelse fra hydrogen til helium havde medført mere energidannelse, ville hydrogenmængden hurtigt være blevet udtømt. Og hvis der ved omdannelsen af brint til helium skabtes mindre energi ville intet hydrogen omdannes, og universet ville i så fald udelukkende have bestået af hydrogen, det vil sige mangle galakser, mangle stjerner og mangle liv.

Flere andre fysiske faktorer kunne ligeledes ikke have været meget anderledes, uden at det nuværende univers havde været en umulighed.

Big Bang dannede neutroner og protoner. I løbet af de første minutter dannedes hydrogen (brint) og helium. Men de første 300.000 år efter Big Bang var universet stadig kun en uigennemsigtig sky af elementarpartikler og stråling. Efterhånden opstod dog en svag ubalance: For hver en milliard og en partikler af almindeligt stof blev der kun skabt en milliard partikler antistof. Antistof og stof ødelægger hinanden, når de mødes, men på grund af den lille overvægt af stof blev der tilstrækkeligt stof tilbage til at skabe det univers, vi kender i dag.

Den intense stråling forsvandt i takt med at temperaturen faldt, og det gennemsigtige univers var etableret 1 million år efter Big Bang.

I universet dannedes klumper, galakserne. Nutidens galakser samler sig i skaller, der omgiver enorme bobler af tomrum i universet. Inde i disse tomrum findes slet ingen galakser. Boblerne kan tænkes at have størrelser på 40-150 millioner lysår. De enorme bobler kan være dannet ved, at meget tunge stjerner på et meget tidligt tidspunkt i universets historie er eksploderet og har blæst store områder helt fri for stof. Senere kan bobler have opslugt hinanden, som man kender det fra sæbebobler.

Atomerne fra supernovaer blev det ud- gangsmateriale, hvorfra der dannedes stjerner, planeter, og i hvert fald på Jorden liv, - og mennesker. Som menneske består du af trillioner af omdrivende atomer. Hvis man pillede et atom ud af dig, ville det ikke gøre nogen forskel. Men hvis man pillede det ene atom efter det andet ud af dig, ville man til sidst bare have nogle kulstofatomer, oxygenatomer, svovlatomer, nitrogen­atomer og andre atomtyper i et fint atomstøv, hvoraf intet ville være levende, men alt ville have været en del af dig. Når dit liv er slut, efter kun cirka 650.000 timer, vil atomerne spredes og for en tid indgå i noget andet end dig. De atomer, som her på Jorden udgør dig, er de samme atomer, som andre steder i universet måske blot er stjernestøv. Disse atomer har ikke altid eksisteret. Der var engang, hvor de ikke var dannet endnu.

Et atom består mest af ingenting. Slå hovedet i et bord - det gør ondt, til trods for at det meste af bordet atommæssigt set består af ingenting. Atomernes størrelse bestemmes af elektronernes afstand fra atomkernen. Der er ekstremt langt fra elektronerne til kernen, relativt i forhold til elektronerne og atomkernernes størrelse. Dette enorme mellemrum mellem elektronerne og atomkernens protoner og neutroner består af ingenting. - En liter gas (uanset hvilken gasart) består ved 1 atmosfæres tryk og 0 grader Celsius af 27 x 1021 molekyler, dvs. 27.000 milliarder milliarder molekyler. Antallet af brintatomer i 1 gram brintgas er på 6 x 1023 atomer.

Liv forudsætter dannelse af stjerner og solsystemer

Liv forudsætter et solsystem, der har en energikilde samt planeter, hvor livet kan udfoldes. Supernova-udbrud kan give ophav til sådanne solsystemer. Når der ved en supernova-eksplosion slynges gasser ud i rummet, dannes en gasskal, som farer af sted med en hastighed på mange hundrede kilometer i sekundet. Før eller senere møder denne gasskal en gassky. Idet gasskallen pløjer sig igennem gasskyen, kan gasskyen falde sammen, så der samles masse nok til dannelse af nye stjerner og solsystemer.

Ifølge nogle forskere er påvirkning fra en supernovaeksplosion helt nødvendig for at sætte nye stjernedannelser i gang i de store støv- og gasskyer mellem stjernerne. En supernova-eksplosion kan have været årsag til vores solsystems opståen. En bestemt supernova-eksplosion medførte måske, at vi lever på Jorden i dag. Tunge grundstoffer, som kræves for dannelse af faste planeter som Jorden, dannes kun ved supernova-eksplosioner. Solens og bl.a. Jordens dannelse kan skyldes, at en supernova skubbede til en gassky for 5 milliarder år siden.

Det stjernestøv, som samlede sig til Solen og dens planeter, bestod af glasagtige kugler. De var kittet sammen af sort støv, såkaldte kulkondritter, som man genfinder som de ældste sten blandt meteoritterne. De er dannet i den yderste del af asteroide-bæltet mellem Mars og Jupiter eller i Kuiper-bæltet længere ude mellem Uranus og Neptun.

Disse kulkondritter indeholder støv fra før solsystemets dannelse. Blandt andet indeholder de ædelgassen xenon af en varianttype, som hverken kendes fra Solen eller planeterne. ­Xenonatomerne blev fundet i mikrodiamanter, som menes dannet på en rød kæmpestjerne.

Dette stjernestøv kommer fra de døende stjerner, som under en supernova-eksplosion leverede råmaterialet til vores solsystem.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.22-23

Mælkevejen

Ingen fik den idé, at vi bor i en øgruppe af stjerner i universet, før den amerikanske astronom Edwin Hubble i 1923 påviste, at Andromeda-tågen er en galakse. Deraf kom ideen om, at Mælkevejen også er en galakse.

(Ordet "galakse" er afledt af det græske ord for mælk). Mælkevejen indgår i en hob af galakser, Den Lokale Gruppe, som igen indgår i en større samling, som kaldes Den Lokale Superhob.

Alle de 6-8000 stjerner, som vi kan se med det blotte øje, ligger i Mælkevejen, bortset fra 3 galakser, som vi også kan se med det blotte øje ud over Mælkevejen selv. Fra et givent sted kan man se op til ca. 2500 stjerner med det blotte øje.

Mælkevejen er et lysende bånd over himlen, tættest mod Mælkevejens centrum, som ligger i stjernebilledet Skytten (ses bedst på sydlig halvkugle). På den nordlige halvkugle er Mælkevejens bånd tydeligst i Ørnen og Svanen.

Stjernebilledet Orion ligger i modsat retning til Mælkevejens centrum. Derfor er der mindre tæt med stjerner her.

De nærmeste stjerner er lidt over 4 lysår væk. Stjernerne omkring stjernebilledet Kusken (den støvede Mælkevej) er i gennemsnit 2500 lysår væk.

I Mælkevejen er de ældste stjerner cirka 13 milliarder år gamle. Det betyder, at Mælkevejen blev dannet kun ca. 700 millioner år efter Big Bang. Mælkevejen har altså eksisteret det meste af tiden.

Langt de fleste galakser er små, men Mælkevejen hører til en af de største galakser. Den indeholder mindst 250 milliarder stjerner, muligvis 600 milliarder stjerner.

På modsat side af Mælkevejen i forhold til vores solsystems placering findes nogle dværggalakser med kun ca. 30 millioner stjerner. Disse dværggalakser bevæger sig i retning mod Mælkevejen med en hastighed på ca. 250 kilometer pr. sekund.

Mælkevejen er en flad skive. Midt på skiven har den en udbuling. Skiven er 70.000-100.000 lysår bred og bulen er på midten 10.000-12.000 lysår tyk. Selv for lys, som jo bevæger sig så hurtigt, som det overhovedet er muligt, tager det altså mindst 10.000 år at vandre på tværs og op til 100.000 år at vandre på langs ad Mælkevejen.

Udbulingen menes opstået ved, at Mælkevejen for mindst 10 milliarder år siden opslugte en anden galakse, der havde en tiendedel af dens størrelse. Tyngdekraften skubbede nogle stjerner i Mælkevejen ud. Senere voksede Mælkevejen ved at opfange andre stjernehobe og galakser. En computersimulering viser, at tyngdekræfterne ved sammenstød mellem galakser danner haler, som ligner Mælkevejens arme, der er steder med tætte koncentrationer af aktive stjerner, og hvor nye stjerner dannes. Mælkevejen har fire store spiralarme. Vores solsystem ligger i nutiden i Orion-armen, mellem Sagittarius-armen på indersiden og Perseus-armen på ydersiden. Orion-armen er ca. 2000 lysår tyk. Der er ca. 6000 lysår ind til Sagittarius-armen og det samme antal lysår ud til Perseus-armen.

Nye stjerner i Mælkevejen

Omkring 90% af gasserne i Mælkevejen er allerede omdannet til stjerner, men ny stjernedannelse sker i løbet af titusinder af år, når en gassky kollapser under dens egen vægt og bliver tættere og varmere. Når gasskyens centrum opvarmes til ca. 10.000 grader begynder atomfusionerne, forudsat at gastrykket ikke er så stort i en meget varm sky, at den kollapser, og forudsat at gasskyen ikke roterer for hurtigt til at stoffet kan samle sig, og forudsat at det magnetiske felt ikke udøver et tryk, som forhindrer sammenpresning. Dannelse af en fastere kerne i gasskyen kan lette sammenpresningen, nemlig hvis gasskyen bevæger sig ind i de tættere spiralarme af Mælkevejgalaksen, eller hvis tætte gasklumper opstår på grund af en supernovaeksplosion i nærheden, som sender en chokbølge mod gasskyen. Mælkevejen indeholder ca. 5000 støvfyldte "gigantiske molekyleskyer", som er 50-300 lysår brede og med stof svarende til fra 100.000 til 10 millioner sole. De er særlig gode til at danne nye stjerner, da de er hundreder eller tusinder gange tættere end de almindelige diffuse gasskyer.

Påvirkede supernovaerne livet?

Solen bruger 220 millioner år på et omløb om Mælkevejens centrum. Solsystemet og dermed Jorden passerer hver 50-100 millioner år gennem de forskellige spiralarme i Mælkevejen. En passage varer cirka 10 millioner år. I spiralarmene findes tunge stjerner, som kan blive til supernovaer. Der er stor sandsynlighed for, at der i løbet af den tid, der har været liv på Jorden, er forekommet supernovaer ret tæt på Jorden, måske 100 gange i de sidste 2,5 milliarder år, og måske mere end 100 gange i løbet af livets 3,8 milliard år lange historie.

Solen befinder sig i Oriontågen, som i nutiden befinder sig i den spiralarm, som kaldes Orionarmen. En "arm" i Mælkevejen er ikke en sammenhængende ting, der drejer rundt, men en bølge af stjernedannelser, som forplanter sig gennem galaksens stjerner og tåger. En af de "trykbølger", der udgør galaksearmene, bevæger sig i nutiden gennem Oriontågens område og sætter en række stjernedannelser i gang, når Oriontågen skubbes ud af balance. De nye stjerner blusser op og oplyser området, så "armen" kommer til at se lys ud. Men de klareste stjerner (de blå supergiganter) lever kun nogle millioner år, hvorefter de falder sammen til bl.a. små kolde neutronstjerner. Dermed vil Oriontågen have passeret "armen", som roterer langsommere om Mælkevejens centrum. Oriontågen vil så ikke længere lyse kraftigt, men fremstå som et mørkere område, som om det var et stjernetomt område mellem armene. Solen fastholder altså sin position i forhold til Oriontågen, hvorimod den lysende "arm" fortsætter videre. Betegnelsen "Orionarmen" skyldes, at denne trykbølge i nutiden medfører stjernedannelser i netop Oriontågen, som i nutiden ligger i denne arm - og vil blive her i de næste hundredetusinder år.

Radioastronomer har i Mælkevejen fundet over 150 rester efter supernovaer i form af gasskyer, som udvider sig. De er rester efter stjerner, som eksploderede for måske hundreder eller tusinder år siden.

Man har fundet en gruppe stjerner, Scorpius-Centaurus associationen, der er dannet på resterne af ca. 20 supernovaer, som eksploderede i løbet af de sidste 20 mill. år. Stjernegruppen passerede Jorden for ca. 2 mill. år siden i en afstand af cirka 130 lysår.

Tyske forskere fandt i 1999 to sedimentlag på havbunden i det sydlige Stillehav, som indeholder det langsomt-henfaldende radioaktive jern-60. Denne meget sjældne jern-isotop har halveringstid på 1,5 mill.år.

De to sedimentlags jern-60 kan være kommet til Jorden ved to nære supernova-udbrud for cirka 2 millioner år siden. Omkring dette tidspunkt uddøde mange marine bløddyr - måske på grund af skadelig stråling fra supernovaerne fra Scorpius-Centaurus associationen. Den mængde jern-60, som er fundet i havbundsaflejringerne, passer med det, man ville forvente fra en supernova, som eksploderer 100 lysår væk. Højenergirige neutroner fra supernovaernes kerne ville ved eksplosionen ramme jernatomer i supernovaernes ydre skal og derved danne det sjældne jern-60 (60Fe).

En supernovaeksplosion så tæt ved Jorden må have fremkaldt højenergiske kosmiske stråler i form af partikler fra supernovaen. De stærke kosmiske stråler kan have fremkaldt tilstrækkeligt mange ioner i Jordens atmosfære til at oxidere ozonlaget, som beskytter mod UV-stråling. En sådan skade på ozonlaget kan tænkes at have varet mellem 100 og 1000 år på Jorden, dvs. med ødelæggende effekt.

Når en stjerne dør som en supernova bliver de yderste lag spyet ud i universet som gasbobler. Skallen af en sådan boble dannes af støv og gas, hvorimod boblens indre er tomt. Vores solsystem vil i løbet af de næste 50.000 år blive ramt af en sådan gassky. Gasskyen har allerede ramt en række af vores nabostjerner. Det vil medføre et bombardement af interstellare partikler, som vil påvirke Jordens klima og atmosfæren og måske udgøre en trussel mod livet på kloden, fordi Solens kraftige solvind næppe vil kunne blæse de interstellare partikler væk, sådan som den er i stand til nu.

Solsystemets placering tillader livs udvikling

Liv forudsætter, at solsystemet har en bestemt placering i galaksen. Solen og dermed Jorden ligger halvvejs ude fra Mælkevejens centrum: Afstanden fra solen til Mælkevejens centrum er ca. 22.000 - 29.000 lysår, dvs. lige over halvvejs mellem Mælkevejens centrum og galaksens ydre kant. Forskere har beregnet, at liv i Mælkevejen kun vil være mulig i solsystemer, som befinder sig mellem 22.000 og 30.000 lysår fra galaksens centrum. Det vil sige inden for en tiendedel af Mælkevejens areal.

For at liv kan udvikles på en planet kræves store mængder tunge grundstoffer, og de bliver mere almindelige mod centrum af galaksen, hvor der dannes mange nye stjerner og derfor med tiden sker mange supernovaeksplosioner. Solsystemer med liv kan ikke forekomme for langt væk fra galaksens aktive centrum.

Livet har udviklet sig over milliarder af år. Solsystemer med liv må være placeret tilstrækkelig langt væk fra galaksens centrum for at undgå de kraftige supernova-eksplosioner, som hyppigt sker tættere på galaksens midte.

Solens passende størrelse til liv

Hvis massen i vores sol havde været 1,4 gange større ville dens levetid have været meget kortere. De samme udviklingstrin af solen var sket hurtigere. I stedet for solens foreløbig næsten 5 milliarder år levetid, ville det hele være overstået på under 1 million år, alt for kort tid til udvikling af liv.

Gå til top

Planetsystemet tillader liv!

Planeter opstår, når nye stjerner omgives af overskudsmateriale, der ved stjernens rotation bliver en flad skiveformet støvsky med planetdannelse.

I vores solsystem samledes tunge grundstoffer til de indre planeter. Lettere grundstoffer, som brint og helium, blev blæst længere ud og dannede de ydre gasplaneter Jupiter og Neptun og Uranus. Planetsystemer er almindelige ved stjernedannelse.

På grund af rotationen ligger planeterne i samme plan. I vores solsystem er det kun Merkur (den tætteste planet til solen) og Pluto (den fjerneste), som ikke ligger inden for få graders afvigelse i samme plan.

Desuden cirkler alle planeterne samme vej om solen, og samme vej, som solen selv roterer om sin akse.

De fleste planeter roterer desuden om deres egen akse i samme retning.

De fire inderste planeter er små med tætte masser. Jupiter og Saturn består især af hydrogen og helium. Uranus og Neptun har mere af de isdannende stoffer.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.24-25

Sorte huller

S orte huller er huller i det observerbare univers, eller en slags sorte stjerner. De kan suge stof til sig fra nærliggende stjerner.

Et sort hul dannes, hvis stjernens masse er så stor, at selv neutronerne smadres under stjernens vægt, idet neutronstjerner er ustabile, hvis deres masse er over 2-3 gange solens masse. Sorte huller dannes, når tyngdekraften, der er den svageste af naturens fire kræfter, stiger til overvældende proportioner. Tyngdekraften er den eneste naturkraft, der kan blive ved med at stige. De andre naturkræfter er alle selvbegrænsende: F.eks. er den atomare kraft begrænset til, hvad der foregår under atomstørrelse, og de elektromagnetiske kræfter forekommer både i tiltrækkende og frastødende former, som udligner hinanden. Tyngdekraften er derimod ubegrænset, for ved at tilføre mere masse vil tyngdekraften blive ved med at øges.

Tyngdekraften afhænger ikke kun af massen, men også af størrelsen, for hvis Jorden blev sammenpresset til dens halve radius, ville vi alle veje 4 gange mere ifølge den omvendte kvadratiske lov. Tyngdekraften stiger nemlig ved kortere afstande, så jo mere Jorden skrumper, jo sværere ville det være at undslippe fra den.

Med den nuværende størrelse skal man opsende en raket med en hastighed på 11 km i sekundet, for at raketten kan slippe fri af Jordens tyngdefelt. Hvis Jorden skrumpede til en ærts størrelse ville undslip­hastigheden være lysets hastighed. Da lys ikke kan bevæge sig hurtigere end "lysets hastighed", ville en Jord, der skrumpede endnu mere, blive helt sort. Tyngdekraften ville forhindre lyset i at undslippe.

Solens gaskugle forhindres i at kollapse under sin egen vægt på grund af et stort indre tryk, der fremkaldes af solens indre temperatur på 15 millioner grader. Denne indre varme dannes ved atomkernereaktioner, som vil ophøre, når kernebrændslet er helt opbrugt. Når det sker, er der intet til at modstå tyngdekraften. Hvad der så sker afhænger af størrelsen.

Solen vil have en størrelse som svarer til Jorden, når den har brugt hele dens lager af brændsel op, og så kan den ikke skrumpe yderligere, fordi elektronerne vil modstå yderligere sammenpresning. Det skyldes kvantefysik, og det er af samme grund, at elektroner ikke vil forlade de energiniveauer, de befinder sig i omkring atomkernen.

At kvanteeffekten virker stabiliserende på en stjerne blev allerede forstået i 1930'erne af en ung indisk studerende, som hed Subrahmanyan Chandrasekhar, som arbejdede i Cambridge i England sammen med astronomen Arthur Eddington. Under en lang rejse med skib til England lavede han nogle beregninger, som viste, at hvis en stjerne indeholder 1,4 gange mere masse end solen, vil det kvantefysiske pres fra elektronerne ikke kunne holde til presset. Stjernen vil så kollapse (som en type 1A-supernova). Derfor kan tunge stjerner ikke blive hvide dværge.

Det hører med til historien, at den unge inder viste beregningen til Arthur Eddington, som nægtede at tro på det, men det var rigtig nok.

Hvis elektronerne bliver overvundet, skrum­per massen til en neutronstjerne. Det sker, idet elektroner og protoner presses sammen til dannelse af neutroner. Ved denne tæthed kan neutronerne udøve samme kvante­effekt, som elektronerne før kunne. Neutronstjernen har en tværsnits­areal som en by, men den har masse som en sol.

Det sorte hul i Mælkevejen

Mælkevejen menes at indeholde omkring 10 millioner sorte huller, idet der for hvert hundrede år forekommer ca. 3-4 supernovaer i Mælkevejen, og fordi mange af disse vil danne sorte huller.

Når stof føres i spiralbevægelse ned i et sort hul, opvarmes det så meget, at det udsender meget kortbølgede røntgenstråler. Det første sorte hul, som astronomerne registrerede, var ved stjernen Cygnus X-1, 8000 lysår fra os. Der udsendes røntgenstråling fra dette sted ("X" står for "X-ray, røntgenstråling"). Da sorte huller ikke kan ses, kan de kun registreres ved deres virkninger, f.eks. tyngdemæssigt. En let slingren af stjernen viste, at der i nærheden er et usynligt sort hul med en masse, som mindst er 7 gange solens masse. Det er for tungt og for mørkt til at kunne være noget andet end et sort hul. Det blev opdaget i 1970'erne ved hjælp af røntgenstråleteleskoper, sat i omløb omkring Jorden. Man har på samme måde opdaget omkring 100 andre formodede sorte huller i Mælkevejen.

Ifølge en teori vil tunge, sorte huller gradvis synke ind mod Mælke­vejens centrum i løbet af milliarder af år. Nogle undersøgelser tyder på, at der er titusinder af tætte, kompakte objekter, mange af dem sorte huller, omkring midten af Mælkevejgalaksen. Ved at registrere hastigheden af de stjerner, som flyver forbi Mælkevejens centrum, har man påvist, at der her findes et supermassivt sort hul, som er 3 millioner gange mere massivt end solen. Det har et så kraftigt tyngdefelt, at det forhindrer lys i at undslippe inden for en radius af, hvad der svarer til 20 gange afstanden fra Jorden til Månen.

Astronomer har påvist, at de fleste (måske alle) store galakser har et supermassivt sort hul i centrum. Man ved ikke, om de er dannet af kollapsede gigantiske skyer fra et tidspunkt, hvor universet ikke havde stjerner, eller om de er dannet efter, at galakserne er opstået, og så først senere har vokset sig enorme ved at mange små sorte huller har samlet sig i galaksecentrene.

Det supermassive sorte hul i centeret af Mælkevejen kaldes "Sagittarius A". Sagittarius A udsender meget mindre mængde stråling end de aktive kerner af andre galakser. Inden for en afstand af kun 1 lysår fra stedet har man fundet 30 meget tunge stjerner omkring dette sorte hul, og når det overhovedet er muligt at påvise disse kæmpestjerner, er det fordi det sorte hul ikke er særlig aktivt mere, selv om det vejer så meget som 3 millioner sole. Der er for lidt materiale i det centrale sorte hul i Mælkevejen, til at det kan opæde kæmpestjernerne.

Da vores Mælkevejs centrale sorte hul altså er relativt lille, kan stjerner i vores galakse måske ligefrem sive bort fra galaksen.

I 1994 observerede Hubble-teleskopet et sort hul i galaksen M87, som ligger 50 millioner lysår borte. Billederne viste en hvirvel af glødende gasser med en temperatur på flere millioner grader Celsius og en hastighed på 550 km/sek. (dvs. næsten 2 millioner km/time). Gasserne kredser om et sort hul, der ligger 60 lysår fra M87-galaksens centrum. Ud fra tyngdeloven kan man beregne massen af det sorte hul til mellem 2 og 3 milliarder gange solens masse, selv om dets udstrækning nærmest svarer til vores solsystem, og kun er ca. 1½ gange afstanden fra Solen til Pluto eller 9 milliarder km. I en afstand af 60 lysår fra det sorte hul har brintgassen en temperatur på 10.000 °C, men temperaturen stiger tættere ved hullet og er 100.000 °C på "kun" 1 lysårs afstand fra det sorte hul, og her har gasserne en hastighed på 4200 km/sek. Når gasserne møder selve det sorte hul, er deres temperatur oppe på millioner grader Celsius.

Når elektronerne bevæger sig meget hurtigt i det magnetiske felt dannes synkrotronstråling (dvs. kortbølget elektromagnetisk stråling) fra en jetstrøm, som stråler 10 lysår ud på begge sider fra galaksen. (Denne sides figur af et sort hul viser de to jetstrømme, som dannes ud for hullet). Sådanne ekstremt hurtige elektroner udslynges samtidig med, at det sorte hul opsuger gasmasser i dets nærhed.

Ser vi virkeligheden?

Et lille stykke uden for et sort hul er der en zone, hvor energi og stof lige netop ikke opsuges af det sorte hul. Dette område har måske en evne til at afbøje lys.

Da der alene i Mælkevejen antages at være mindst 1 million roterende sorte huller kunne man forestille sig, at det lys, vi modtager fra universet, i virkeligheden er blevet afbøjet på vejen ved såkaldt "negativ refraktion", ligesom åren "knækker" under vandoverfladen, fordi lys brydes ved overgang fra et materiale til et andet. Det kunne have den interessante betydning, at galakserne i virkeligheden måske ikke er, hvor de ser ud til at være. Det kan måske give overraskende forklaringer på vanskelige spørgsmål som universets tilsyneladende indhold af mørkt stof og mørk energi.


Gå til top

Universets begyndelse

Universet var i begyndelsen meget tætte­re end nu. Dette var ideelt for stjernedannelse. Der dannedes store mængder stjerner. I det tættere univers var det lettere at tiltrække sig materiale. Disse stjerner var måske meget små, med størrelser som fra Jupiter op til vores sol. Men det er også muligt, at de blev meget store, med masser som en million sole, der hurtigt brændte deres atombrændsel af og udspredte tunge stoffer som aske i rummet ved deres supernovaeksplosioner. De må i så fald have efterladt neutronstjer­ner og enorme sorte huller. 10% af den oprindelige hydrogen- og heliumgas forblev tilbage, og kun­ne efterhånden afkøles i rummet mellem disse tidlige stjerner. Efterhånden som universet udvidedes blev samlingerne af døde stjerner spredt længere og længere væk fra hinanden. Resterne af gammel, kold gas sank ind i midten af hver supergalakse, tiltrukket ved tyngdekraften, og samlede sig til de lysende galakser, som vi ser i dag - indlejret i fortidens galakser af mørke, kolde stjerner. Når gasskyen kollapsede til centeret af en supergalakse af mørke stjerner, dan­nede gasskyen langsomt roterende spi­ralgalakser, - blandt andet Mælkevejen. Galaksernes forskellige former opstod ved tidevandskræfter mellem galakser, som rev galaksearmene bort, samlede to galakser til én eller sprængte en galakse ved et direkte sammenstød. På disse måder blev mange galakser til elliptiske galaksetyper. Alle de lysende galakser i universet er de lysende rester efter den oprindelige ildkugle, og de ligger spredt i asken af det døde, kolde stof, der udgør 7-10 gange større masse end de lysende stjerner i universet. Gå til top
BioNyt nr.130 s.26-27

Historiske supernovaer

I de sidste 2000 år er der kun registreret 8 supernovaer i Mælkevejen og dens satellitgalakser som synlige for det blotte øje. Der må have ­været langt flere supernovaer, men de er ­aldrig blevet set og bogført. F.eks. ­opdagede ingen en supernovastjerne, som ca. år 1667 må have eksploderet i Mælkevejen, fordi resterne af den i dag findes i form af supernova­resten "Cassiopeia A", der er den stærke­ste radiokilde uden for vores solsystem. (Astronomen John Flamsteed noterede i 1680 en stjerne, som senere astronomer ikke har kunnet se, men ­lokaliseringen passer ikke helt med, at det var supernovaen).

Mælkevejen er skiveformet, og fra Jorden ser vi den fra siden - hvis vi kunne se Mælkevejen fra fladen, ville vi se mange flere supernovaer, fordi lyset ikke skulle bevæge sig gennem hele galaksen for at nå os - med risiko for, at lyset opfanges og opsluges af de mange støvskyer i galaksens plan.

De første noter om supernovaer stammer fra Kina. I år 185 viste en supernova sig i 20 måneder i stjerne­billedet Kentauren. Resterne af den udgør bl.a. den pulserende neutronstjerne PSR1509-58.

I år 386 viste en supernova sig i 3 måneder i stjernebilledet Skytten. Supernovaer blev også set i årene 393, 1006, 1054 og 1181 ifølge optegnelser af kinesiske og japanske astronomer. Blandt disse er resterne fra de 3 supernovaer i 1006, 1054 og 1181 blevet fundet med overbevisende sikkerhed.

Supernovaen i år 1054

Den mest berømte supernova-rest er Krabbetågen. Det er resterne efter en stjerne, som eksploderede som en ­supernova i år 1054.

Resterne efter denne supernova kan stadig ses på en klar, kold nat, nu 950 år senere, i hvert fald med en kikkert, der forstørrer mindst 7 gange. Den kan ses lige over Kentauren i stjernebilledet Tyren, som ligger over det velkendte Orion-stjernebillede, der er let genkendeligt på grund af sine 3 stjerner på række (men i virkeligheden i forskellig afstand fra Jorden).

Krabbetågen er speciel ved at en hurtigt roterende neutronstjerne (pulsar) i dens centrum konstant fremkalder ny energi. Dette gør Krabbetågen usædvanlig lysende. De fleste andre supernovarester er ikke særlig lysstærke, men de udsender ofte kraftige radiobølger og røntgenstråler.

Neutronstjernen i Krabbetågen har en diameter på 20 kilometer. Den ­roterer om sig selv 30 gange i sekundet! Omkring neutronstjernen findes en ring af partikler, der med høj ­hastighed er slynget ud ved eksplosio­nen. Vinkelret på denne ring findes 2 jetstrømme, hvor partikler med næsten lyshastighed bliver slynget ud.

Supernovaen fra 1054 blev beskrevet af kinesiske og japanske astronomer, og kunne ses om dagen.

F.eks. skrev kineseren MinThuan-Lin: "I det første år af Shi-ho perioden under den 5. måne på Tschi-Tschu dagen viste en stjerne sig som et fyrtårn nær stjernen Tien-Kuan". På østromerske guldmønter fra 1054 ses kejser Konstantin den 9. flankeret af to stjerner, formentlig supernovaen fra dette år. Den ses også på en helleristning lavet af indianere i Arizona.

En supernova blev også set i år 1006. Den forskellige afstand medførte, at 1054-supernovaen blev set 48 år efter 1006-supernovaen på trods af, at 1054-supernovaen oprindeligt havde et forspring på 3.000 år.

En supernova blev også set i år 1181, men derefter gik der næsten 400 år til den næste supernova blev set.

1572-supernovaen

Den danske astronom Tycho Brahe observerede en supernova i stjernebilledet Cassiopeia i 1572. Året 1572 var på flere måder skelsættende for denne 25-årige usædvanlige mand, der hed Tyge indtil han var ca. 15 år - navnet "Tycho" er latin. Med hjælp fra sin onkel var han i gang med at etablere et observatorium, men egentlig var han på dette tidspunkt mere interesseret i alkymi og havde et kemisk laboratorium. Interessen for astronomi blev dog styrket, da han tidligt om aftenen den 11. november 1572 så op på himlens stjerner, som han kendte godt. Næsten lige over ham så han supernovaen, som lyste temmelig kraftigt, lige over Cassiopeias tydelige "W" på ­himlen. Andre havde også set den nye stjerne, men Tycho Brahe beviste ved målinger, at det ikke var et lokalt fænomen, som f.eks. en komet.

Tycho Brahe beskrev "den nye stjerne" i 1572: Han skrev: "I lysstyrke er den kun sammenlignelig med ­Venus, når denne er tættest på Jorden ... De, som har godt syn, kan se den selv midt på dagen". Han fortæller, at om natten var den ofte synlig gennem skyerne, selv om andre stjerner ikke kunne ses. Den var synlig fra 6. november 1572 til 19. maj 1574.

To år efter udgav Tycho Brahe ­bogen "De Nova Stella" ("Om den nye stjerne"). "Nova" betyder "ny". Betegnelsen skyldes altså Tycho Brahe, og er bevaret, selv om nova'er og supernovaer ikke er nye stjerner i egentlig forstand.

Opdagelsen af den nye himmelstjerne fik kong Frederik den 2. til at give ­Tycho Brahe penge og øen Hven mellem Sverige og Danmark som len. Her byggede Tycho Brahe et observatorium efter eget design. Teleskopet var endnu ikke opfundet, men han designede nøjagtige træinstrumenter, hvormed man ved at sigte mod stjernerne ­kunne fastlægge deres ­placering, og han bestemte 777 stjerners position.

Han var blandt de første, som tillagde forsøg og iagttagelser afgørende betydning. Han antog, at stjernerne var ret tæt på Jorden, og troede derfor, at retningen til dem ville ændre sig, hvis Jorden som ­Kopernicus ­havde foreslået gik rundt om Solen. Da han ikke kunne konstatere en sådan ændring i sigteretningen til stjernerne (fordi de i virkeligheden er umådelig langt væk) fastholdt han den gamle ide om Jorden som universets centrum.

Da kongen døde, mistede Tycho Brahe sine specielle rettigheder og flyttede til Tyskland og senere Prag. Uranienborg på Hven blev efter kun 20 års funktionstid plyndret for bygge­materialer.

En flamsk jesuitmissionær fik 80 år senere til opgave at bygge et astronomisk observatorium i Peking i Kina. Han kopierede Tycho Brahes gamle instrumenter!

1604-supernovaen

Tycho Brahe fik i Prag Johannes ­Kepler som matematisk assistent, og 3 år efter Tycho Brahes død ­observerede Johannes Kepler en ­supernova i stjernebilledet Slangeholderen. Denne "Keplers stjerne", som den nu kaldes, blev set første gang i Norditalien den 9. oktober 1604 og i Østasien den følgende nat. Tilfældigvis var der i Europa på dette tidspunkt forventning om, at noget usædvanligt ville ske på ­denne del af himlen. Planeterne Jupiter, Saturn og Mars ville stille sig på linje, hvilket datidens stjernetydere anså for betydningsfuldt. Dette skete hvert 20. år, men på netop denne del af himlen skete det kun med 800 års interval. Disse plane­ters linieformation forekom på denne del af himlen omkring Kristus' fødsel og ved tidspunktet for fødslen af Karl den Store, frankernes berømte konge (Frankerne er en fællesbetegnelse for germanske stammer, der med udgangspunkt ved Rhinens nedre del fra slutningen af 400-tallet påbegyndte erobring af Gallien og senere indtog hele det nuværende Frankrig). Da den nye stjerne dukkede op, blev det af stjernetyderne udlagt som tegn på en ny 800 års periode efter en stærk konges fødsel.

Da Johannes Kepler hørte om den ny stjerne dagen efter dens tilsynekomst, troede han ikke rigtig på det, og den første uge kunne han ikke se den på grund af dårligt vejr. Men derefter noterede han dens klarhed indtil den blev usynlig. Blot 5 år senere anvendte Galileo et teleskop for første gang.

Keplers stjerne var tydeligere end planterne Jupiter og Mars og ­synlig for det blotte øje i 1½ år. Denne ­supernova er den nyeste, som er set fra vores Mælkevejgalakse. Hverken ­Tycho Brahe eller Kepler havde ­nogen anelse om, at det var eksploderende stjerner, de havde set.

Keplers stjerne fra 1604 var en type-1A-supernova, den kraftigste type. Stjernens lysklarhed og synlige tidsperiode passer med type-1A-supernovaers karakteristiske egenskaber. Men en overgang var man i tvivl, om det var en type-1A-supernova, fordi undersøgelser viste, at supervarme rester af den udslyngede sky efter super­novaen må have bevæget sig med 300 km i sekundet, dvs. at stjernen, før den eksploderede, må have bevæget sig med denne hastighed gennem Mælkevejen. Så hurtigt bevæger stjerner i Mælkevejen sig normalt ikke. En forklaring kunne være, at stjernen var blevet slynget ud i rummet ved en ekstrem stor nabo­stjernes eksplosion.

Tunge stjerner eksploderer ofte som en type-2-supernova, dvs. at hovedparten af deres tunge grundstoffer forbliver i den sammenfaldende kerne.

En type-1A-supernova, der ifølge teorien udgår fra en hvid dværg, er karakteristisk ved, at de tunge metaller ikke opfanges af støv- og gasskaller, men slynges videre ud i rummet. (Mange af disse tunge stoffer dannes ved selve eksplosionen). Skyen efter Keplers stjerne udsender kraftige røntgenstråler fra jern og silicium, hvilket opfattes som et helt sikkert tegn på, at Keplers stjerne var en type-1A-supernova. Gå til top
BioNyt nr.130 s.28-29

Gammastråleudbrud Universets kraftigste energiudbrud

G ammastråle-udbrud er den kraftigste energifrigivelse i universet. De blev opdaget i 1973 og var længe et mysterium. De er korte glimt af ufattelige energimængder, svarende til 10.000 gange lysenergien i de mest lysende galakser eller svarende til 1017 sole (100.000.000.000.000.000 gange kraftigere end solen).

Gammastråleudbrud varer fra nogle få millisekunder til flere minutter. Ofte er der en efterglød, som kan måles i røntgenstråleområdet eller lysområdet, og som varer flere timer eller dage. Gammastrålerne absorberes af Jordens atmosfære, men gammastråler har principielt potentiale til at ødelægge ozonlaget.

Det var først, da man opsendte balloner i stor højde i slutningen af 1960'erne, at man kunne foretage de første målinger af gammastråler fra rummet. I 30 år vidste man ikke, hvad årsagen til gammastrålerne var.

I november 2004 opsendte NASA et rumteleskop, som kunne indstilles meget hurtigt. På en måned havde dette specielt indrettede rumteleskop registreret 9 gammastråleudbrud.

Ud over de ekstremt kraftige gammastråleudbrud kommer der også gammastråler fra andre dele af universet. Fra centeret af Mælkevejen kommer således et bestemt mønster af gammastråler. Der er tale om et skarpt signal, som har en energi på 511 kilo­elektronvolt (keV). Da dette netop er restenergien i en elektron, tyder det stærkt på, at disse gammastråler frembringes, når en elektron og dens antipartikel, en positron, tilintetgør hinanden og kun efterlader et energiglimt.

Gammastråler kommer også fra steder langt borte fra Mælkevejgalaksen. En bestemt klasse af gammastråler (den type, som varer længere end 2 sekunder), kommer fra supernova­eksplosioner. Gammastrålerne udsendes som en jetstrøm fra den kollapsende kerne i stjernen. Hvis jetstrømmen peger lige i retning af Jorden sendes gammastråler­ne i vores retning.

Gammastråler kan frembringes, når protoner ved supernova­eksplosionen accelereres op til hastig­heder, hvor protoner­ne kol­liderer med andre atom­kernepartikler. Nogle af de nydannede partikler kan henfalde til gammastråler. I modsætning til elektrisk ladede partikler, som påvirkes af magnetfelter, vandrer gammastråler retlinet gennem universet. Ud over at komme fra ­supernovaer kan gammastråler tænkes at stamme fra Big Bang selv, fra sorte huller og fra forskellige kilder i galakserne.

Gammastrålerne er så kraftige, at de kan observeres, selv når de er blevet udsendt fra nogle af de mest fjerne galakser. Inden de rammer Jorden har gammastrålerne været milliarder af år undervejs. Et af de kraftige gammastråleudbrud, som var tættest på Jorden, havde trods alt været 6 milliarder lysår om rejsen til Jorden. Det ældste udbrud af gammastråling, som man har registreret, kom fra en afstand på 11 milliarder lysår.

I november 2001 observeredes et gammastråling-udbrud, som man var heldig at kunne følge. Man registrerede en efterglød, som hurtigt svækkedes i løbet af nogle timer, men som derefter blev kraftig igen nogle uger senere for så igen at svækkes. Det er netop, hvad man ville forvente, hvis gammastrålingen skyldes en gigantisk supernova.

Ifølge teorien vil en sådan supernova udsende kraftige energistrømme med gammastråler, når den begynder at kollapse langs en akse. Den vil dog hurtigt svækkes og afkøles, men når hovedmængden af stjernen senere kollapser, vil atomerne blive presset ind i hinanden og slynget udad og derved fremkalde en sekundær energi­udladning og gammastråleudsendelse.

Magnetarer

Magnetarer er et andet astronomisk fænomen. De er en speciel type neutronstjerner. Astronomer har påvist 11 magnetarer. De fleste er påvist fra Mælkevejen. Observationer af en gasboble omkring en magnetar har vist, at stjernen havde 30-40 gange solens masse. Det betyder, at den er en af de største stjernetyper. Det forklarer, hvorfor magnetarer er så sjældne, og hvorfor de først blev opdaget i 1998.

Den type gammastråler, der på Jorden modtages i pulser fra rummet, kan komme fra meget hurtigt roterende magnetarer. På grund af den enorme størrelse, som deres moderstjerne må have haft, roterer de op til 1000 gange i sekundet, hvorved der dannes ekstremt kraftige magnetfelter, som er 100 milliarder gange kraftigere end Jordens magnetfelt. Magnetfeltet virker som en bremse på rotationen, som derfor efterhånden bremses ned til 1 rotation per 5 - 10 sekunder.

Kvasarer

Blandt de fjerneste himmel­legemer er de såkaldte kvasarer. Navnet "kvasar", eller på engelsk "quasar", er en sammentrækning af "quasi-stellar radio sources", dvs. stjernelignende radiokilder. Navnet skyldes, at den første kvasar, som blev opdaget i 1960'erne, var en kraftig radiokilde (de fleste kvasarer er ikke kraftige radiokilder, men navnet er bibeholdt).

Kvasarer er usædvanligt energirige og fremtræder klart på himlen. Formentlig er de galakser med "supermassive sorte huller". De kan ses fra Jorden, selv om de er 12 milliarder lysår væk. Det skyldes, at de lyser tusinder af gange kraftigere end Mælkevejen, selv om de hver udstråler deres lys fra et område, som ikke er meget større end vores eget solsystem.

Kvasarerne er formentlig fjerne galakser, hvis centre indeholder sorte huller, der er så store, at kvasarerne varmes op til mange millioner grader, når stjerner, støv og gas suges ind i det sorte hul.

Kvasarerne er altså stærkt lysende galaksecentre med ekstrem stoftilførsel, som opretholder deres enorme udstråling. De dannes ifølge computermodeller af sammenstød mellem meget store og gasrige galakser.

Mælkevejen vil måske kunne blive til en kvasar, hvis den stødte sammen med en anden stor spiralgalakse, f.eks. med Andromeda-galaksen, der bevæger sig mod os med en hastighed på 120 kilometer i sekundet, hvilket er 10 millioner kilometer om dagen.

Neutronstjerner

En neutronstjerne er en kugle af neutroner, der er lige så tæt pakket som en atomkerne, og som derfor ikke kan sammenpresses mere. En supernovaeksplosion sker, når materialet i den oprindelige stjerne falder ind mod den helt tætte og ikke sammenpresselige neutronstjerne i stjernens centrum, og her stoppes på pludselig og dramatisk måde, hvorved en vældig chokbølge returneres tilbage og udad gennem stjernen og blæser denne fra hinanden. En indadgående implosion bliver altså til en udadgående eksplosion. (Den udadgående chokbølge bremses inden den når stjernens overflade, men skubbes i gang igen ved en bølge af nydannede neutrinoer i et fantastisk antal).

Nogle neutronstjerner kaldes "pulsarer", fordi de udsender korte byger af radiobølger. Radiobølgerne udsendes ved hver omdrejning, når de roterer. De roterer med hastigheder op til 600 omdrejninger pr. sekund, men efterhånden falder det til "kun" 2 - 30 omdrejninger pr. sekund.

Er supernovaer skyld i uddøen?

Astrofysikere har peget på supernovaer som mulig årsag til uddøen på Jorden. Nogle astrofysikere har vurderet, at der med mellemrum på nogle få hundrede millioner år eksploderer en stjerne i nogle få tiår lysårs afstand fra Jorden. Strålingen fra en supernova­eksplosion 50 lysår borte vil kunne dræbe alt liv på en planet som Jorden ved at ødelægge Jordens ozonlag i for eksem­pel 200 år. Varm gas og plasma fra sådanne eksplosioner kan have ødelagt Jordens magnetosfære, således at kosmiske stråler kan tænkes at have nået ned til jordoverfladen.

En geolog fra Ungarn har foreslået, at Jordens mest omfattende uddøen, som skete i Permperioden for 250 millioner år siden, og som udryddede 90 % af alle arter på Jorden, måske skyldtes en supernovaeksplosion. Andre teorier for denne uddøen har været tømning af iltindholdet i havene eller kraftig vulkanisme i Sibirien. Men det er vanskelig at forstå, at det kan have haft så drastisk effekt.

Den ungarske geolog har fundet ­supernovarester i form af metalrige kugler med en størrelse på 3-20 mikrometer, dvs. 3-20 tusindedele milli­meter. Kuglerne er fundet i klipper fra den pågældende geologiske periode i Japan, Kina, Indien, Armenien, Iran og Ungarn. Et stort indhold af blandt andet aluminium i kuglerne tyder på, at de kommer fra et område uden for sol­systemet.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.30-31

Solens og universets fremtid

Solens fremtid

Når solen begynder at få begrænsninger i brintbrændslet, vil de ydre lag af solen udvide sig og afkøles. Derimod vil kernen skrumpe og opvarmes, fordi helium, som er resultatet af brintfusionen, selv vil begynde at reagere i fusions­processer, hvorefter endnu tungere atomer efterhånden vil blive dannet i trin efter trin.

Om 3 milliarder år vil temperaturen på Jorden blive så intens, at havene vil koge bort. Alt liv på Jorden vil uddø. De organismer, som vil holde længst ud, er bakterier og lignende, som kan tilpasse sig helt ekstreme forhold. Dermed bliver de encellede organismer, som var de første livsformer på Jorden, også de sidste.

Solen vil blive en rød kæmpe med en kernetemperatur på ca. 100 millioner grader Celsius. Dens diameter vil måske være 10 millioner kilometer. Dette er dog ikke afslutningen. Solen vil svulme endnu mere, ud til Merkurs bane. Den vil blive 2000 gange mere lysende end nu. Venus vil fordampe. Jorden vil nok også fordampe. Selv den tætte atmosfære på Titan, ­Saturns måne, vil blæse væk. (Titan er større end Merkur).

Solens rød-kæmpestadie vil blive relativ kort. De yderste lag vil blive kastet af og blive til "planetarisk tåge", (hvilket er en misvisende betegnelse, for det er ikke en tåge, og har slet ikke noget at gøre med planeter). Denne afkastede skal vil sive bort i rummet.

Det, som er tilbage i solen, vil falde sammen i et kæmpekollaps. Solen vil blive meget lille og meget tæt. Dens atomkerner vil blive presset sammen med næsten intet rum imellem. Solen er så blevet en "hvid dværg". Dens tæthed vil kunne blive 200.000 gange tættere end vand. Den kan fortsætte med at skinne svagt i tusinde millioner år, inden den mister sit sidste lys og varme. Ultraviolet lys fra den hvide dværg vil give de gasser, der er blæst ud i rummet fra den røde gigant, en glød af mange farver. Ingen mennesker vil være tilbage og kunne glædes over dette farveskue.

Hvis vores gamle planet stadig ­eksisterer, vil den blive så kold, at den måske vil blive dækket af frossen ­nitrogen, som jo udgør hovedbestanddelen af vores atmosfære.

Solens videre skæbne kendes ikke. Måske vil den ende i det hektiske centrum af Mælkevejgalaksen, hvor sammenpresset gas vil udløse dannelser af nye stjerner, eller måske vil solen sejle ud i tomrummet mellem galakserne.

Universets fremtid

Trods sin alder på 13,7 milliarder år er universet stadig ret ungt, fordi der hele tiden dannes lysstærke stjerner af gastågernes stof. Men universet vil med tiden blive gammelt, idet det vil løbe tør for gaståger, som kan danne nye stjerner. Det vil ske, når universet er 100 eller 1000 gange ældre end nu. Til den tid vil universet have udvidet sig så meget, at selv de nærmeste galakser er lige så langt borte, som de fjerneste galakser er i dag.

Universet stiler på grund af den stadig hurtigere udvidelse mod en fremtid med stadig længere afstand mellem partiklerne, indtil der til sidst blot er mørke overalt. Kun røde dværgstjerner vil blusse op en kort tid for derefter at dø ud. Senere vil rummet kun indeholde døde stjerner i form af hvide dværge, der ikke er større end Jorden, samt brune dværge på størrelse med Jupiter, og der vil være mange mindre neutronstjerner. De sorte huller i galaksernes indre vil vokse sig stadigt større og opsuge stjernerne i galakserne. Uendeligt langsomt vil de sorte huller fordampe og selv enkeltpartiklerne vil efterhånden henfalde til ren stråling.

Dette scenarie betegnes "The Big Rip" (den store oprivning). Man har også foreslået, at der kunne ske det modsatte, "The Big Crunch" (Det Store Knus/Knas/Knasen/Kollaps/Kollision/Sammenstød/Sammentrækning/Implosion), hvor universets udvidelse stopper og vender, så universet i stedet kollapser tilbage på sig selv. Det vil i givet fald tidligst kunne ske om 25 milliarder år ifølge en beregning af Andrei Linde fra Stanford Universitetet i Califor­nien.

Man kan endelig forestille sig fortsatte kosmiske cykler mellem død og genfødsel, eller en langsom drift mod evigt mørke, eller at der kan opstå et vakuum af rum, som pludselig omdannes til noget helt andet.


Gå til top
BioNyt nr.130 s.32

Stævnemøde med en komet

D en 4. juli 2005 ramte NASA's Deep Impact sonde med et pletskud kometen Temple-1 efter en rejse på 431 million kilometer i 72 dage. Kometen er stor som en by, medens sonden havde en størrelse som et kaffebord. Før sammenstødet blev en kamerabærende del frakoblet, så billeder af sammenstødet kunne sendes ned til Jorden. Formålet var at studere kometens opbygning.

Kometer er blandt de ældste objekter i solsystemet. De er ikke vandrende stjerner, men snavsede snebolde, der lyser, når solen skinner på dem. De kan være op til nogle kilometer i størrelse, men solen belyser også en 100.000 gange større sky af gas og støv omkring dem. Kometens hoved af gas og støv kan være tusinder af kilometer i diameter, og komethalen kan være hundrede millioner kilometer lang, når kometen nærmer sig solen.

Vandet i en komet er frossen vandis, der er løst pakket sammen med klippemateriale eller mudret materiale. Kometer kan også indeholde CHON-partikler, dvs. organisk materiale med carbon, hydrogen, oxygen og nitrogen.

Kometer mister nogle meter af det yderste materiale, når de befinder sig tæt ved solen, men de mister ikke mere, end at de kan holde til hundredevis af omløb omkring solen.

Komethalen dannes ved, at ioniseret gas eller støvpartikler fra kometen presses væk af de ladede partikler i solvinden fra solen. Komethalen vender altid bort fra solen, og er derfor foran kometen, når kometen er på vej væk fra solen. Halen af ioniseret gas og halen af støvpartikler har lidt forskellig retning. Støvhalen bøjer til siden.

Hvor kommer kometerne fra?

Solsystemet dannedes ud fra en flad, langsomt-roterende støvsky, hvor solen var i midten og planeter fortættedes længere ude. Kometerne bevægede sig blot igennem skyen, men blev efterhånden påvirket af tyngdekraften fra kæmpeplaneterne Jupiter, Saturn, Neptun og Uranus. Mange kometer blev slynget længere ud end Pluto's bane, og befinder sig nu i "Oort-skyen", som strækker sig ca. et lysår ud i rummet. Nogle kometer forblev i Kuiperbæltet lige bag Plutos bane.

Ændring af kometbaner

Solsystemets passage gennem Mælkevejgalaksen kan påvirke kometer, så de kan blive slynget helt ud af solsystemet eller få en ny bane tættere på solen. Første gang kometen kommer nær solen vil dens 4½ milliarder år gamle gasser koge bort.

Hyakutakes komet var nærmest Jorden i marts 1996. Forrige besøg var for 9000 år siden. Da Hale-Bopp's komet passerede vores del af solsystemet i 1997, var der gået 4000 år siden forrige besøg. Dens bane forkortedes, for den kom tæt på Jupiter, så dens næste besøg vil allerede komme om 2400 år. Om 100.000 år vil den måske komme lige så ofte som Halleys komet, der kommer hvert 76. år. Den engelske astronom Edmond Halley (1656 -1742) bestemte banen for denne komet, da han så den i 1682 og indså, at den var blevet set i 1607 og 1531. Man kan finde optegnelser om Halleys komet tilbage til år 240 før vor tidsregnings begyndelse.

Kort-periodiske kometer vender i gennemsnit tilbage hvert 6. år. Enckes komet har en periode på kun 3,3 år, hvilket er den korteste periode for en komet.

Kometer er ofte blevet opfattet som et dårligt varsel. Betegnelser som "hårede stjerner" eller "stjernekoste" var sikkert kometer, hvorimod de såkaldte "flammende stjerner" nok ofte var meteorer.