Page 4 ( Last level.)

Referat fra medlemsmøte om Stjernebygging, kunst eller vitenskap
onsdag 28/4 1999 i peisestuen på Astrofysisk Institutt.

Møtet ble denne gang åpnet av Odd Trondal kl.19.00 og denne gang hadde vi gleden av å presentere hans "gamle" lærer Professor Mats Carlsson.

Foredragsholder åpnet med å si at følgende tema er nok blandt de aller reneste vitenskaper fordi vi slipper å ødelegge objektene som studeres.
Han fortsatte videre med å beskrive fotonenes bevegelse fra nær sentrum av en stjerne og utover hvor f.eks et gamma foton treffer partikler og mister energi på sin sikk sakk vei utover. Gassen i stjernen blir jo tynnere og tynnere utover og derfor blir det færre og færre kollisjoner helt til fotonet unslipper stjernen og kan ende sitt liv i et teleskops CCD detektor eller netthinna i øyet. Oppgaven blir derfor å finne ut mest mulig om stjernene ved kun å studere de fotoner som kommer.
Vi kan ikke se så langt inn i stjernen fordi fotonene som kommer direkte fra stjernen kommer fra lag høyt oppe i stjernen eller stjerneatmosfæren.
Derfra må vi trekke våre slutninger om hva som foregår i helhet og det er det vi kaller for stjernebygging.
Foredragsholder forklarte videre om det elktromagnetiske spektrum og atmosfærens gjennomsiktelighet. Det er helt klart at på bakken er det bare et lite område av det elektromagnetiske spektrum som kan studeres på grunn av absorbsjon i jordatmosfæren. Det ville jo være ønskelig å kunne studere hele spekterert fordi f.eks. det korte bølgelengde området forteller oss om ebergirike ( varme ) fenomener, mens de lange bølgelengder forteller oss noe om kjøligere fenomener ( f.eks. hvor molekyler inngår ).
For å finne ut noe om stjernene som sender ut dette lyset kan vi først betrakte fargen og luminositeten. Man setter da stjernene ( f.eks. fra en stjernehop ) inn i et diagram hvor luminositet ( total energiutstråling ), er funksjon av fargen ( spektralklassen ). Det viser seg da at punktene ikke er vilkårlig fordelt, men danner et mønster i diagrammet som da gir oss informasjon om stjernehopen ( f.eks. aldersfordeling av stjernene ).
Man kan også bruke en spektrograf og da ser vi mange spektrallinjer som kan gi oss informasjon om stjernene.
Foredragsholder viste så et sammensatt foto av stjerner fra spektralklasse O - M og det var slik man begynte å lage spektralklasser uten å helt skjønne hva som var årsaken til linjemønstrene ( Se referat om Enkel spektroskopi og klassifisering av stjerner ). Man fant etter hvert ut at det var temperaturen som var avgjørende for spektralklassen. Foredragsholder viste oss deretter detaljbilder og diagrammer av stjernespektra og forklarte årsaken til linjemønsteret. Eks. Hydrogenlinjer fra eksitert hydrogen og et annet spektrum fra ionisert Calsium gir begge informasjon om temperatur forhold.
Han viste også frem en bit av et sol spektrum atlas med hundrevis av sterke og svake linjer og mer regelbundne mønstre som kommer av molekyler. Han viste så frem en del av det ultrafiolette del av solspekteret hvor vi da ser sterke lyse linjer fra høy temperatur gass ( Kromosfæren, Korona ). Slike UV spektra og bilder blir tatt med bl.a. SOHO. Han nevnte også at telemetrien er en flaskehals ved romobservasjoner fordi dagens sonder samle så mye data fra CCD detektorer og andre måleinstrumenter. Men i fra alle disse målinger kan man da forsøke lage en stjernemodell ( solmodell ). Fra kjenskap til fysikk kan man sette opp ligninger som f.eks. ved en stabil stjerner så balanseres tyngden av gassen med trykket fra energiproduksjonen innenfra. Alle nødvendige ligninher settes så inn i en datamaskin ( Kraftig PC ). De enkleste stjernemodeller har ligninger med bare 3 ukjente og virker tilfredsstillende. En opplagt parameter man må bruke er effektiv temperatur som er et mål for energien som kommer ut. Vi vet også at det finnes stjerner av forskjellig farge og masse slik at tyngdens aksellerasjon er også en nødvendig parameter.
Den trdje nødvendighet er hyppighet, dvs. hvor mye det er av de forskjellige grunnstoffer. Nå har vi nok til å lage en stjernemodell i datamaskinen.
Nå kan vi observere stjernen og også beregne hvordan den skal se ut. Det vil si vi beregner et kunstig spektrum som vi kan sammenligne med det virkelige spektrum. Man kan da variere litt på de 3 overnevnte parametre og få spekteret til å stemme mest mulig. Mange ganger viser det seg at det ikke er mulig å få det til å stemme og da er det feil i antagelsene man har gjort om hyppigheter, temperatur eller tyngde som man da kan lære av.
Foredragsholder viste oss slike beregnede spektrum som stiplete linjer i samme diagram som et virkelig spektrum, og mange ganger stemmer det meget godt. Man har fått en god modell. Meget interessante spektrallinjer kommer fra det lette og skjeldne grunnstoffet Beryllium som ble dannet i universet ved "Big Bang". Kan man beregne forekomsten av Be, da kan dette brukes til forskning omkring universets opprinnelse.
Han fortalte videre om stjerner som er kjøligere enn solen og da får vi linjer fra molekyler i spekteret. Det blir da vanskeligere å lage riktige modeller. Fra observasjoner av kjølige ( 2900 K ) karbon stjerner kunne man legge inn HCN,C2, H2 molekyler i nyere modeller og det hadde stor betydning for modell stjerners størrelser. Så glemmer man f.eks. HCN molekylet kan man få en fullstendig feil stjernemodell med en faktor 6 ganger feil i størrelse. Da stemmer ingenting lenger med det man observarer. Med bedre antagelser om hvordan gassen beveger seg ( konveksjon ) i solen kan man lage meget gode 3 dimmensjonale modeller. Han viste oss hvordan solens granulasjonslag så ut i nyere modeller og i virkeligheten, det var ikke store forskjellen. Det var også mulighet å se under overflaten med denne modellen.Det viser seg at granulasjonsmønsteret ikke stikker særlig dypt.
Foredragsholder kom også inn på Helio seismologi og forklarte hvordan lydbølger brer seg inni solen. Hele solen viberer litt og det kan man måle.
Han avsluttet foredraget med å fortelle om de magniske fenomener man kan observere som f.eks. løkker av magnetfelt i forbindelse med solflekker.
For dette glimrende foredrag fikk han som fortjent vår faste Kong Håkon konfekt.

Ca. kl. 20 ble det pause med servering.

Etter pausen orienterte Granslo om hva man kan se på stjernehimmelen i det nærmeste. Det er bare de sterkeste objekter som er synlig uten kikkert denne sommer slik som solen, månen, Venus og Mars. Mars har jo nettop vært i opposisjon og man bør bruke anledningen nå til å observere den. Nå er jo Pluto nær opposisjon og Odd Trondal fikk i oppgave å ta bilde av denne nå ytterste planet i solsystemet.

Han fortalte også om lysende nattskyer som kan observeres 15.mai- 15.august. De er ofte synlig i nord ved midnattstider. De har en høyde på 80km hvor temperaturen er 100 kuldegrader. De er som regel bare synlige nord for 50 grader og solen bør være fra 6 - 15 grader under horisonten. Oslo har en ideell breddegrad.
Den kjente forsker Karl Størmer forsket på disse skyer og brukte amatørastronomen Olaf Hassel til fotograf og assistent.

En ny komet er oppdaget C/1999 H1(Lee), men den er for langt syd nå til å sees fra Norge. Den vil bli bra senere.

Odd Trondal (referent).