Page 4 ( Last level.)


AstroWeekend Mai 1999


Norsk Astronomisk Selskap har gleden av å ønske alle velkommen til AstroWeekend '99. Arrangementet vil inneholde foredrag av både profesjonelle astronomer/astrofysikere og erfarne amatørastronomer, såvel som sosialt samvær og muligheter for ekskursjoner. Vi håper alle får stort utbytte av denne helgen!

Knut Jørgen Røed Ødegaard


Program for AstroWeekend '99

Fredag 28. mai

 Fra kl. 14.00: Registrering, betaling av deltageravgift og utdeling av materiell (kompendium med sammendrag av foredragene etc.). Sted: Institutt for teoretisk astrofysikk


15.45 - 16.00 Velkommen ved NAS-styret, praktisk informasjon, 5 min pause
16.00 - 17.00 Nye resultater om Solsystemer, ved professor Kåre Aksnes
17.15 - 17.30 Pause
17.30 - 18.00 Meteorastronomi, ved Kai Gaarder
18.15 - 18.30 Pause
18.30 - 19.15 Amatørastronomi I (visuelle observasjoner og tilhørende utrustning), ved Ørnulf Midtskogen

Deretter sosialt samvær i Peisestuen på Institutt for teoretisk astrofysikk. Her er det mulig å spørre og diskutere det som måtte være av interesse.

Lørdag 29. mai

Fra kl 09:30: Registrering for nye deltagere.
10.00 - 10.45 Solaktivitet og solfysikk, ved professor Oddbjørn Engvold
10.45 - 11.00 Pause
11.00 - 11.30 Solformørkelser, ved Oddleiv Skilbrei
11.30 - 12.30 Spisepause
12.30 - 13.15 Bakgrunnsstrålingen: Vil den gi svaret på Universets gåter?, ved professor Per Barth Lilje
13.15 - 13.30 Pause
13.30 - 14.15 SOHO og utforskning av Solen, ved professor Olav Kjeldseth-Moe
14.15 - 14.30 Pause
14.30 - 15.00 Amatørastronomi II (ikke-visuelle observasjoner: astrofoto, CCD etc.), ved Robert Gibala

15.00 - 16.00 Pause og omvisning på instituttet (blant annet biblioteket), et lettere måltid.

16.00: Generalforsamling i Norsk Astronomisk Selskap Generalforsamlingen er selvfølgelig gratis og åpen for alle medlemmer. Kun medlemmer av NAS har stemmerett.

Etter Generalforsamlingen: Bedre middag på restaurant (kl. 1900) for de som er interessert. Etter middagen kan vi se en film på storformatkinoen Imax.


Søndag 30. mai

10.00 - 10.45 Gravitasjonslinser og kosmologi, ved professor Sjur Refsdal
10.45 - 11.00 Pause
11.00 - 11.45 Spektroskopi også for amatørastronomer, ved Odd Trondal
11.45 - 12.15 Pause
12.15 - 13.00 Stjerneutvikling: Fra støv til supernova, ved cand. scient. Knut Jørgen Røed Ødegaard
13.00 - 13.15 Pause
13.15 - 14.00 Variable stjerner: Universets fyrtårn, ved Bjørn Håkon Granslo
14.00 - 14.15 Avslutning

Deretter ekskursjon for interesserte til Teknisk Museum. På Teknisk Museum er det spisemuligheter.

Fagforedragene vil blant annet gi et innblikk i ``det nyeste nye'' innen de respektive fagområder, spesielt på de områder der norske forskere ligger i forskningsfronten. Foredragene om amatørastronomi vil bli holdt av ledende folk innen respektive temaer.

Under hele arrangementet vil vi ha stands med rikholdig utvalg astronomi-litteratur, informasjon om utstyr og annet. Det vil her være mulig både å kikke på og å kjøpe aktuell litteratur.

På søndag er Norsk Teknisk Museum åpent kl. 10-17. Museene på Tøyen (bl.a. Geologisk museum) er åpne kl. 11-17.

AstroWeekend '99 blir arrangert på Institutt for teoretisk astrofysikk (ITA), Universitetet i Oslo. På grunn av mange deltagere, er foredragene flyttet til nabobygningen, Helga Engs hus (50 m fra ITA). Oppmøte blir likevel på Institutt for teoretisk astrofysikk. De andre delene av arrangementet vil foregå på ITA.

Påmelding til middagen og Imax-forestillingen 29/5 skjer ved møtets åpning fredag 28/5. Kuvertpris middag: 300 kr, billettpris for Imax: 90 kr. 



                                   Deltagerliste

  Navn & Adresse & E-post-adresse
 
Egil Antoniussen           Kvennhusvn. 1C, 2008 Fjerdingby                                       
Tormod Antonsen            Storevardsbrekka 23, 5305 Florvåg       tantons@email.com
Björn Aslaksen             Kleivsmoen, 4790 Lillesand              bjaslak@online.no
Tor E. Aslesen             Åsengata 4B, 0480 Oslo                                           
Petter Bakken              Haugenveien 19, 3442 Hyggen             pebakken@online.no
Widar Bolstad              Harebaksveen, 2360 Rudshøgda            widarbol@sn.no
Arne Bjørkheim             Vindalslia 15, 3728 Skien               arbjoerk@online.no
Marius Brovold             Waldemar Thranesgt. 55a, 0173 Oslo      lydhode@online.no
E. Bugge                   Vestlivn. 20B, 0750 Oslo                                         
Åse-Kjersti Øderud Carlsen Tegnebylia 6, 1550 Hølen                                       
Viviann Christoffersen      c/o Heier, Eikskollen 2b, 1361 Østerås halvor.heier@ffi.no
Kjell Olaf Edvardsen       Herdis vei 18, 3122 Tønsberg            kjelloe@online.no
Egil Enåsen                Møllenbakkveien 42, 8400 Sortland       enaasen@c2i.net
Arne Foss                  Ånnerudjordet 34, 1383 Asker            arnfoss@online.no
Stig Foss                  Liomvn. 4, 1347 Hosle                   foss@imas.no
Kristian André Gallis      3158 Andebu                             kristiag@ifi.uio.no
Asle Gaarder               Hønen Terasse 3, 3515 Hønefoss          gaarder@ringnett.no
Bjørn Håkon Granslo        Nordahl Griegsv. 22A, 1472 Fjellhamar   bgranslo@astro.uio.no       
Espen R. Grouff            Pelvikveien 38, 1335 Snarøya            esgrouff@online.no
Roar Hanoa                 Boks 2357 Solli, 0271 Oslo                                       
Ole Gjert Hansen           Kroktjødneveien 75, 5412 Stord                                
Halvor Heier               Eikskollen 2b, 1361 Østerås             halvor.heier@ffi.no
Håvard Edvardsen Hellerud  Herdis vei 18, 3122 Tønsberg            kjelloe@online.no
Trond Erik Hillestad       Svartåsveien 13, 3615 Kongsberg         trondh@fof.kog.no
Henning Holen              2429 Tørberget                          henninho@astro.uio.no
Ingrid Holmboe Høibo       Eidsjøen 10, 4230 Sand                                        
Ragnvald J. Irgens        1B 855, Sognsveien 218, 0864 Oslo        r.j.irgens@astro.uio.no
Inge B. Johannessen        Hans Haugesgate 23, 5035 Bergen         inge.johannessen@weather.no
Celina Kalstø              Dåpaløkka 33 A, 3231 Sandefjord                                     
Jan Kalstø                 Dåpaløkka 33 A, 3231 Sandefjord         jank@studpors.hit.no
Trygve M. Kile             Vestre Håland, 4500 Mandal                                     
Asbjørn Kjetsaa            4737 Hornnes                                                   
Frank Lemstad              Mostølveien 11, 4027 Stavanger          flemstad@netpower.no
Yong Lin                   Institutt for teoretisk astrofysikk, Oslo yongl@astro.uio.no
Haakon Lindekleiv          Prestegården, 1860 Trøgstad             haakon.lindekleiv@of.telia.no
Claes Lindén               Julius Middelthuns vei 26, 3600 Kongsberg                      
Rune S. Lindgren           Borgerstueveien 8, 3280 Tjodalyng                                
Christer Lundquist         Håkonsgt. 67, 3258 Larvik               christer@online.no
Egil W. Lømsland           Bekkefaret 150, 0280 Oslo                                         
Trond Melen                Teknologi M, Gaustadvn. 12c, 0372 Oslo  Trond.Melen@TeknologiM.no
Eirik Milford              Smørsund, 5550 Sveio                                          
Arild Moland               Schultz' gate 7, 0365 Oslo              arild.mikalsen@astro.uio.no
Nina Mortensen             Lunnerlinna 77,  2730 Lunner                                   
Rune Nerby                 2423 Østby                              runerby@c2i.net
Joakim Nilsen              Boks 59, 3107 Sem                                                
Henrik Wold Nilsen         5650 Tysse                              hwold@bgnett.no
Olav A. Nyaas              8100 Misvær                                                   
Kjell Ormö                 Ekebergveien 19A, oppg. 2, 0196 Oslo                             
Robert Pehrson             Eiklivn. 7, 1400 Ski                    rpehrson@online.no
Lorentz S. Pran            Hammerstadsgt. 32, 0363 Oslo                                       
Anne Gerd Raffn            Gangarstien 6, 4021 Stavanger           anne.g.raffn@exxon.sprint.com
Henrik Reimers             Frognerseterv. 3, 0775 Oslo                                  
Rune Renbjør               Haneborgv. 28B, 1470 Lørenskog                                 
Gitte Rydberg              Maria Dehlis vei 36B, 1083 Oslo         galaxy@online.no
Oddleiv Skilbrei           Oppenåsen 119, 3518 Hønefoss            oddleivs@online.no
Mikkel Steine              c/o Vigeland, Ruglandsveien 55, 1342 Jar mikkelst@astro.uio.no 
Dag Storaker               Leikvingt. 2, 1800 Askim                                       
Unni Tandberg              Nordåssløyfa 17c, 1251 Oslo             unni@spons.no
Bengt Tangen               Dramstadåsen 2D, 1812 Askim             btangen@c2i.net
Odd Trondal                Høgtunveien 2B, 1084 Oslo               otrondal@online.no
Irene Inman Tjørve         Toppen, 2656 Follebu                    iiinman@online.no 
Sverre Ulland              Pb. 59, 4349 Bryne                                               
Sveinung Vegum             Rømminga, 3271 Larvik                   svegum@c2i.net
Osmund Westre              Hasselgt. 17, 5523 Haugesund            westrene@haugesund.mail.telia.com
Paul Anthony Wilson        Månesigden 8, 1337 Sandvika                                   
Gunnar Wold                Skrabben 1c, 0682 Oslo                  gunnarw@online.no
Janusz Ziolko              Solhaugveien 94, 1337 Sandvika          ziolko@online.no
Knut Jørgen Røed Ødegaard  Nybrov. 4, 3520 Jevnaker                knutjo@astro.uio.no
Geir T. Øye               Follestad, 6150 Ørsta                    goye@badlands.nodak.edu

Nye resultater om solsystemer Ved professor Kåre Aksnes

Kåre Aksnes er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo

( " Aleksander gråt da han fikk høre av Anaxarkos at der var uendelig mange verdener. Og da vennen hans spurte om han hadde vært utsatt for en ulykke, svarte han: Når det finnes så ufattelig mange av dem, synes dere da ikke at det er en sørgelig sak at vi ikke har erobret en eneste en ! (Plutark i ``Sinnets ro'') ").

Siden 1991 har planetforskerne fått utvidet sitt arbeidsområde enormt gjennom oppdagelsen av en rekke em ekstrasolare planeter, dvs. planeter rundt andre soler. Men før jeg tar opp dette temaet, skal jeg ta for meg noen nye oppdagelser i og erkjennelser om vårt eget solsystem. Nye resultater strømmer inn i et så raskt tempo, at det her blir plass bare til noe av det viktigste:

Vann overalt!
Da vann er en så viktig forutsetning for liv slik vi kjenner det, er forekomster av vann andre steder i solsystemet og universet omfattet med stor interesse. Romsonder og radioteleskoper har påvist vann både på Månen og Merkur i bunnen av dype kratere i evig skygge. Mars' overflate er nå knusktørr, men viser tydelige spor etter enorme flommer som har erodert overflaten. Den planlagte Mars Polar Lander har en probe som skal penetrere overflaten og bl. a. søke etter vann. Jupitermånene Europa og Callisto må også inneholde mye vann frosset på overflaten eller i flytende form under overflaten. Kometer er en annen kilde til vann, ja noen hevder den viktigste vannkilden for Jorda. En påstand om at en amerikansk satellitt hadde observert nedfall av store mengder is i jordatmosfæren er siden dementert.

Mars i fokus.
Mars Pathfinder landet på Mars 4. juli 1997 og har blitt etterfulgt av Mars Global Surveyor, som nå er i ferd med å kartlegge planetens overflate i detalj i sin bane rundt Mars. I fjor ble Mars Climate Orbiter skutt opp for å undersøke planetens atmosfære og klima. En rekke andre romsonder er planlagt oppsendt til Mars de neste 15 år.

Forunderlige Triton.
Da Voyager 2 i 1989 passerte Neptun, var den største overraskelsen månen Triton. Til tross for den ekstremt lave overflatetemperaturen på Triton (38K), utviste månen en stor aktivitet i form av aktive geysirer og en svært differensiert overflate. Dette skyldes trolig en ekstremt lang klimasyklus på 688 år med for tiden sommer på den sydlige halvkule og vinter på den nordlige. Voyager 2 målte trykket i Tritons tynne atmosfære og påviste nitrogen, karbonoksid og metan der. Stjerneokkultasjoner med månen i 1995 og 1998 har vist at atmosfæretrykket og temperaturen stiger jevnt.

Asteroide- og kometprober.
I januar skulle den amerikanske romsonden NEAR ha landet på asteroiden Eros, men raketten som skulle bremse opp romsonden ble ikke avfyrt. NEAR får en ny sjanse under neste passering av asteroiden 14. februar 2000. I februar sendte NASA opp romsonden Stardust, som i 2004 skal fly forbi kometen Wild-2 i en avstand av bare 150 km og undersøke dens overflate og samle opp kometstøv. Året før dette kometmøtet planlegger ESA å sende opp sin Rosetta-sonde, som skal gå inn i bane rundt kometen Wirtanen i 2012. Det er norsk deltagelse i denne mission.

Plutos ære er reddet!
Det siste året har det pågått en intens debatt om planeten Plutos status. En del planeteksperter med Brian Marsden i spissen har ønsket å omdøpe Pluto til en småplanet, dvs. asteroide. Begrunnelsen er at Pluto er mye mindre enn de andre planetene og avviker sterkt i sammensetning og baneegenskaper. Som et kompromiss har Marsden foreslått at Pluto skal få en dualistisk status som både planet og asteroide nr. 10.000, eventuelt som Kuiper-belte objekt nr. 1 (se nedenfor).

Jeg og de fleste andre astronomer mener at av historiske grunner og fordi Pluto er dobbelt så stor som den største asteroiden (Ceres) og har sin egen måne, så bør Pluto få beholde sin status som planet. Dette har også nå blitt besluttet av IAU.

Kuiper-belte objekter. Kuiper-beltet, også kalt det Trans-Neptunske beltet, består av anslagsvis minst 70.000 små objekter med diametre på minst 100 km utenfor Neptuns bane ut til deteksjonsgrensen på ca. 50 astronomiske enheter (AE). Kuiper-beltet antas å være kilden til de kortperiodiske kometene og å være en viktig nøkkel til solsystemets opprinnelse. Det Nordiske Optiske Teleskop (NOT) bidrar nå aktivt til oppfølgning og oppdagelse av disse ekstremt lyssvake objektene (R-mag. 23-24).

Asteroider på kollisjonskurs med Jorda.
Oppdagelsen av asteroiden 1997 XF11 vakte bestyrtelse da IAU's Minor Planet Center i mars 1998 gikk ut med informasjoner om at det var en viss risiko for at asteroiden kunne treffe Jorda i 2028 med katastrofale følger. Objektet ble senere identifisert på bilder tatt i 1990. En forbedret baneberegning viste da at asteroiden vil styre godt klar av Jorda. Denne hendelsen har bidratt til en intensivert søk etter em Near Earth Objects -- NEOs -- med spesiallagde teleskoper (Spacewatch i Arizona og LINEAR i New Mexico). LINEAR-teleskopet (diam. 1m ) har funnet over 20000 asteroider siden det ble operativt i mars 1998!

Ekstrasolare planeter.
Oppdagelsen av planeter rundt andre stjerner har vakt en voldsom interesse både blant astronomer og lekfolk. Dette gir mye mer substans til troen på at verken vårt solsystem eller livet på Jorda er unikt. SETI-prosjektet som lytter etter signaler fra en annen sivilisasjon kan nå fortsette med fornyet styrke. Nylig har det blitt foreslått å supplere lyttingen på mikrobølgeområdet med leting etter intelligente lyssignaler i form av laserpulser, som kan ha minst like stor rekkevidde.

De første ekstrasolare planetene ble oppdaget i 1991 med det store radioteleskopet i Arecibo. Periodiske variasjoner i radiosignalene fra pulsaren 1257+12 ble tolket som innvirkning fra tre planetlignende objekter. Snart deretter lyktes man i å påvise planeter ved hjelp av dopplermålinger på moderstjernenes spektra. Planetenes banebevegelser vil påføre moderstjernene en målbar oscillasjon. Kun en av disse planetene er påvist direkte, ved fotografering fra Hubble-teleskopet. Den vanligste definisjonen for en planet er et objekt med masse under 10 jupitermasser. Objekter med masser i området 10-80 jupitermasser klassifiseres gjerne som brune dverger. Dette er objekter med for liten masse til at temperaturen i det indre blir høy nok til å starte kjernefysiske reaksjoner i nevneverdig grad.





Meteorastronomi Ved Kai Gaarder

Kai Gaarder er leder for Meteorgruppen i NAS og er blant Norges mest aktive meteorobservatører. Meteorgruppen medlemsmasse på ca. 15 personer, og driver med visuelle og fotografiske observasjoner av meteorer. Gruppen arrangerer meteortreff under de store svermene.

Gjennomgang av noen innledende begreper: Hva er en meteor, meteorsverm osv.

Hvorfor observere meteorer?
 Ved å observere antall meteorer over et gitt tidsrom, kan man få et inntrykk av svermens partikkeltetthet. Antall meteorer av hver størrelsesklasse gir en indikasjon på massefordelingen i svermen. Ut fra dette kan vi danne oss et bilde av hvordan svermen ``ser ut'' i rommet. Alle observasjoner blir sendt til IMO (International meteor organisation). IMO samler resultater fra hele verden, og kan dermed utføre globale analyser av svermene.

Krav til observasjoner.
Det stilles en del krav for at observasjonene skal ha noen vitenskapelig verdi. Observatøren må være nogenlunde kjent på stjernehimmelen. Han/hun må kunne skille de forskjellige meteorsvermene fra hverandre ved å vurdere meteorens bevegelsesretning på himmelen, samt meteorens hastighet. Man må kunne angi meteorens lysstyrke ved å sammenligne med stjerner av kjent lysstyrke. Grensemagnituden må angis gjennom hele observasjonsperioden. Mørk himmel. Uthvilt og våken observatør.

Hva trenger man av utstyr?
 For å observere meteorer trenger man ikke dyrt utstyr. Man kommer langt med solseng, sovepose, kassettspiller, lommelykt og klokke. Det er viktig å være godt kledd.

Konklusjon
 Observasjonene er et viktig bidrag til profesjonelle og amatører som utfører analyser av meteorsvermer. Det stilles kvalitetskrav til observatør og observasjonsforhold for å få noen nytte av observasjonen. Observasjon av meteorer er gøy. Utbrudd kan skje helt uten forvarsel. Eksempel Ursidene 1986 og ``ildkulenatten''den 16.-17. november 1998. Gruppen trenger flere observatører!!
Leonidene i 1998 fotografert av
A. Danielsen og O.B. Fogth.
Klikk på bilde for mer.




Amatørastronomi I (visuelle observasjoner og tilhørende utrustning)
Ved Ørnulf Midtskogen

Ørnulf Midtskogen har over 40 års fartstid som amatørastronom og er nå bl.a. ansvarlig for Nyhetstjenesten i NAS.

Det ser ut til å bre seg en oppfatning, kanskje særlig blant nybegynnere, om at for å være observerende astronom, må vi investere i registreringsutstyr. Det er på ingen måte tilfelle. De fleste av oss er allerede utstyrt med det som trengs, nemlig øyet. Enten vi ser på det bildet som danner seg bak okularet, eller vi ser på bildet overført på optisk leder til en egnet skjerm, forandrer ikke på det forholdet. Forskjellen her er at den første varianten ikke koster noe ekstra. Det er dessverre blitt en moderne overtro at det ikke går an å drive med noe uten at vi må kjøpe alt mulig.

Hva kan vi så observere visuelt?
 Svaret er enkelt: alt, med et par praktiske begrensninger. Det ligger i det som min lærer i fysikk kalte informasjons-tverrsnittet. Med det menes at vårt øye, eller vår kikkert, ikke omslutter det objektet vi observerer. Endel informasjon, på grunn av den store avstanden nesten all, går derfor tapt. Dette arter seg på de 2 måtene vi kjenner godt: grenselysstyrke og oppløsning. Dette gjelder naturligvis for alle slags måter å registrere på. Fordelen med visuelle observasjoner er at de gir oss øyeblikksbildet, det som i dataspråk kalles online. Fotografering vil i samme terminologi være en batch-løsning.

Som astronomer er vi interessert i å finne noe ut om stjernene og universet, gjerne noe som ingen vet på forhånd. Etter moderne metodikk må vi da utføre målinger og det er ikke alt som egner seg like godt visuelt. La oss ta en rask gjennomgang av endel områder hvor visuelle observasjoner er gode nok. Det blir ikke tid til å gå i detaljer, men bare nevne noen punkter. For å ha en rekkefølge, kan vi starte på Jorden og gå utover i rommet.

Lyse nattskyer - Meteorologisk fenomen med kosmisk komponent
 Dette er støvdannelser i stratosfæren og derfor jonosfærefysikk. Men med en kosmisk komponent har det også astronomisk interesse. Det er et område man ved lite om.

Hyppighet og omfang
 Observasjonene går først og fremst ut på å registrere når de forekommer. Også negative observasjoner er interessante for å få et tall på hyppigheten. Dernest kan omfang og utseende beskrives. Her vil riktignok fotografier være best.

Meteorer - Bevegelse og utseende
 Her noteres tidspunkter og posisjoner på himmelen. Hvis 2 eller flere observerer samme meteor, kan bevegelsen i atmosfæren fastlegges. Siden meteorer beveger seg fort og uforutsigbart, er visuelle observasjoner viktig.

Svermer og tellinger.
 Det er denne type observasjoner de fleste konsentrerer seg om, kanskje fordi de er mer konsetrert i tid. De fleste selskaper har grupper som nedlegger mye arbeid i tellinger. Mye av det vi vet om svermenes tetthet og utstrekning i rommet kommer fra visuelle tellinger.

Månen - Formørkelser
 Måneformørkelser har alltid vært en av menneskenes store opplevelser, selv uten noen mytisk betydning. Ved siden av det er observasjoner av jordskyggens diameter interessant som et mål for hvor mye skyer det er Jordens atmosfære. Særlig skyggens passasje av kjente punkter på Månens overflate kan gi en ganske presis diameter som vil være 2-4% større enn beregningen etter jordoverflaten. Ved totale formørkelser er Månens minimumslysstyrke blitt sett på som et mål for den tiltagende forurensning i atmosfæren.

Okkultasjoner av stjerner
 Dette er en av de store aktiviteter blant amatører. Fra å være en måte til å stemme posisjonen på havet (bakgrunnen for Greenwich-observatoriet), er det med dagens atomur blitt en måte å bestemme Månens posisjon på. Med rundt 10000 observasjoner årlig, blir posisjonen bestemt på nærmeste 0,01". Observasjonene er meget enkle å utføre, særlig idag. Det kreves kun en liten kikkert. De beste observasjoner fåes med en stoppeklokke og en hvilkesomhelt kvartsstyrt gjør nytten. Som pålitelig tidsreferanse kan man kjøpe en radiostyrt klokke for 100 kroner. Den eneste haken må være at man ikke kan velge tidspuntet selv. Ikke engang forutberegninger er lenger noe problem. Software for mikromaskiner kan hentes fra nettet og beregner med en nøyaktighet på 2 sekunder. Observasjonene kan sendes elektronisk til de som gjør reduksjonen.

Solen - Formørkelser
 Solformørkelser er vel det himmelfenomen som virker sterkest på oss mennesker, selv om vi vet hva som forgår. Mange reiser verden rundt bare for selve opplevelsens skyld.

De store planetene - Overflatedetaljer
 Amatører har opp gjennom tidene lagt ned mye tid i å tegne detaljer i platetenes overflater, særlig Jupiters skybelter. Romfarten med sonder og romteleskop har redusert nytteverdien mye. Fortsatt vil en viss overvåking være interessant.

Jupitermåne-fenomener
 Tidspunkter for formørkelser, okkultasjoner og transitt av Jupiters galileiske måner har siden Ole Rømers tid vært benyttet til å bestemme månenes baner. Fortsatt vil visuelle observasjoner gi avvik i beregningene.

Asteroider - Okkultasjoner av stjerner
 Også asteroider vil okkultere stjerner. Som ved Månen er kravet til utstyr meget beskjedent. Det viktigste kravet ved siden av en liten kikkert er en stoppeklokke. For de større asteroider vil okkultasjonen vare noen sekunder. Som man lett forstår, vil varigheten gi en hypotesefri verdi for diameteren. Problemet er at sannsynligheten for å se noe ikke er særlig stor. Særlig usikkerheten i asteroides bane, dels også i stjernenes posisjon, gir fort et slingringsmon for skyggen på 1000 km.

Kometer - Lysstyrker
 Kometobservasjoner er et av de store felter for amatører, særlig fordi det ofte er observasjonsforholdene og ikke det kostbare utstyr som setter begrensningen. Vurdering av komaens samlede lysstyrke har alltid den viktigste observasjon. Det nok både uforutsigbarheten og det beskjedne krav til nøyaktighet som bidrar her. Interessen i fagkretser virker selvsagt også inn.

Utseende av koma og hale.
 Ved siden av lysstyrken er utstrekningen og utseende av komaen viktige tilleggsobserbasjoner. For lyssterke kometer vil komaen ofte oppvise detaljerte nyanser, slik tilfelle var med Hale-Bopp. Halenes (gass og støv) utstrekning og form ansees også som viktige observasjoner av kometen aktivitet.

Variable stjerner
 Observasjoner av variable stjerner har vært og er fortsatt den største observasjonsaktivitet blant amatører. Den blir behandlet i et eget foredrag, så jeg skal ikke dvele mer med feltet her.

Dobbeltstjerner - Instrumentkontroll
Målinger på dobbeltstjerner, for f.eks. å bestemme baner for fysiske par, krever store kikkerter. For amatører vil dobbeltstjerner alltid være den endelige test av om kikkerten er god nok.

Galakser og Nova-/supernovasøk
Selv om automatisk fotografering har gjort sitt inntog, finns det fortsatt de som søker etter novaer visuelt. Alcock i England er et eksempel på hvor vellykket det kan være. Den eksplosive økning av kikkertenes åpninger de senere år har gjort det mulig å se supernovaer i galakser som ikke engang er blant de nærmeste. Selv om bruk av CCD gjør seg gjeldende, er det fortsatt de som sverger til visuelle søk.

Som man ser, er det mye som egner seg for visuelle observasjoner. Til en viss grad vil resultatet være for å øke egen kunnskap, men det vil også i større eller mindre grad bidra til vår samlede viten om universet. Det som er viktig er at vi er klar over at vi er forskere, og innretter oss deretter. Det er ikke bare å stille seg opp og se. Vi må i hvert enkelt tilfelle følge en anerkjent metode. Først da kan vi skaffe oss kunnskap.


Solaktivitet og solfysikk Ved professor Oddbjørn Engvold

Oddbjørn Engvold er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo.

Den viktigste vitenskapelige erkjennelsen om Solen er at den er en magnetisk stjerne. Samspillet mellom solens varme, ioniserte gass og magnetiske felter, som fører til et rikt mangfold av former for aktivitet, gjør solen til et stadig mer fascinerende ``laboratorium'' for astrofysikerne.

Solen er den stjerne som er nær nok til at vi kan skjelne og observere overflatestrukturer. Det var kjent at Solen hadde flekker lenge før Gallileo bygde og tok i bruk teleskoper omkring 1610, men først fra 1700-tallet er solflekkene blitt forholdsvis regelmessig observert og registret. Jevnlige observasjoner av solflekker viste at Solen roterte med en periode på 27 døgn og at rotasjonsaksen hellet 7$^o$ med ekliptikken (Scheiner 1630), og videre at antall flekker på overflaten kom og gikk med en periode på 11 år (Schwabe 1843). I 1850-årene fant man sammenheng mellom geomagnetiske stormer og solaktivitet (Wolf, Carrington, m/flere). At flekker og annen aktivitet på soloverflaten er knyttet til magetfelter, ble først på vist av amerikaneren Hale i 1908.

Solaktivitet består av en rekke forskjellige fenom'ener, eller snarere prosesser, i tillegg til flekkene. På overflaten nær inntil flekkene ses lyse em fakkel-områder og i den tynne, varme koronaen svever kaldere og tettere skyer av gass, em protuberanser. De kortvarige, kraftige lysblussene som kalles em flares er nært knyttet til em erupsjoner og em solstormer.

Nordlyset er en direkte observerbar følge av solstormer og av em solvind som er en mer jevnlige strøm av varm, ionisert gass som strømmer ut fra Solen. Solen og solaktiviteten er derfor også av stor interesse i forbindelse med forskning omkring klima her på Jorda. Sol- og klimaforskerne debatterer fremdeles hvorvidt et tilsynelatende fravær av solflekker og aktivitet i perioden 1645-1715, em Maunder Minimum, kan knyttes til den så kalte ``Lille Istiden''. I denne forbindelse søker man å kartlegge alle former for solaktivitet nå og bakover i tiden. Den tidligste beretning om solflekker er nedtegnet av Aristoteles elev, Theophrastus som kan dateres til omkring 350 år f.Kr. Det finnes forøvrig en rekke historisk nedtegnelser fra Kina om flekker på Solen. Det vil være av stor interesse å kunne slå fast hvordan Solen eventuelt har variert med tiden, hvilket observasjoner av solflekker tidligere enn omkring 1700 bare kan gi få og meget spredte opplysninger om. Men i dag benyttes flere indirekte metoder for å kartlegge forandringer i solaktiviteten på ulike tidsskalaer til omkring 10 000 år tilbake i tiden.

Vi har i dag satellittobservatorier i bane utenfor og omkring Jorda som observerer og overvåker Solen kontinuerlig. Disse har instrumenter ombord som registrer stråling på en rekke forskjellige bølgelengder av lyset i tillegg til strømmer og skurer av energirike partikler fra Solen. Kortbølget stråling (røntgen-, ekstrem ultrafiolett- og fiolett stråling), trenger ikke gjennom vår atmosfære og derfor ikke observeres med bakkebaserte observatorier.

Vår nærmeste stjerne, Solen, er en ganske ordinær stjerne i vår galakse. Den er har eksistert som sett som nå i omkring 4.5 milliarder år og den er omtrent ``midtveis i livet''. Vi vet i dag at den heller ikke er spesiell som aktiv stjerne. Det finnes en rekke sol-lignende stjerner som viser betydelig større aktivitet, som også synes å variere periodisk.

Foredragsholderen vil søke å gi et bilde av Solen fra det vi mener å vite om den fra tidligere og nyere observasjoner, og med basis i teoretisk forståelse. Fra sitt ståsted som solfysiker vil han beskrive og diskutere ulike typer aktivitet på Solen, hvordan disse oppstår og vekselvirker med omgivelsene, inkludert Jorda.

Klikk på bilde for animasjoner etc.



Solformørkelser Ved Oddleiv Skilbrei

Oddleiv Skilbrei er en aktiv amatørastronom og en norsk autoritet når det gjelder solformørkelser.

Den 11. august 1999 vil sentrale deler av Europa oppleve sin første totale solformørkelse på nesten 40 år. Totalitetssonen strekker seg fra Atlanterhavet til Det indiske hav, og passerer bl.a. over sørvestspissen av England, Frankrike, Tyskland, Østerrike, Ungarn, Romania, Tyrkia, Iran, Pakistan og India.

Formørkelsen kan sees som partiell i Norge. På Sørlandet dekker Månen inntil 77,6% av soldiameteren. Lengst nord på Finnmarkskysten har formørkelsen en maksimal størrelse på rundt 43%. Formørkelsen er på sitt høyeste rundt kl. 12.30 norsk sommertid. Det er viktig å huske på å beskytte øynene godt når man observerer Solen. Det gjelder enten det er formørkelse eller ikke. Se ikke direkte på Solen uten solfilter. Det sikreste er å bruke en kikkert til å projisere et bilde av Solen ned på et hvitt underlag.

Betingelser
 For at en solformørkelse skal inntreffe, må Solen, Jorden og Månen stå på tilnærmet rett linje. Ved en solformørkelse befinner Månen seg mellom Solen og Jorden. Hvis Månens baneplan på himmelen hadde vært lik Solens, ville vi fått solformørkelser ved hver nymåne. Nå beveger Månen seg derimot i en bane som danner en vinkel på i gjennomsnitt 5,15 grader med solbanen eller ekliptikken, slik at den ved nymåne vanligvis passerer over eller under Solen. Månebanen krysser ekliptikken i to punkter. Disse ligger diametralt motsatt hverandre, og kalles månebanens knuter. Den oppstigende knute definerer det punktet hvor Månen krysser ekliptikken fra sør til nord, og den nedstigende knute tilsvarende punkt hvor Månen beveger seg fra nord til sør.
Hvis Solen befinner seg i nærheten av ett av knutepunktene samtidig som det er nymåne, vil Månen være nær ekliptikken på samme sted som Solen, og vi kan få en solformørkelse.

Hyppighet
 Hvis Solen, Jorden og Månen var punkter, måtte Solen og Månen stå akkurat i et knutepunkt for at en formørkelse skulle være mulig. Siden de tre legemene har en viss utstrekning, kan vi oppleve en solformørkelse selv om Månen ikke passerer Solen akkurat i knutepunktet. Hvert år er det mulig å se mellom to og fem solformørkelser fra ulike steder på Jorden. Mellom år 2000 før vår tidsregning (-1999) og år 3000 finner det sted 11 897 solformørkelser. Det betyr 2,38 slike formørkelser pr. år. Av disse er 4 197 (35,5%) partielle, 3 960 (33,3%) ringformede, 3 190 (26,8%) totale og 550 (4,6%) ringformede-totale. Solformørkelser kan bare sees innenfor et begrenset område av Jordens dagside. En observatør som hele tiden befinner seg på samme sted vil oppleve omtrent hver femte solformørkelse, noe som betyr en formørkelse annethvert år i gjennomsnitt.

Saros perioden
 Det har vært kjent lenge at likeartede solformørkelser gjentas med jevne mellomrom. Allerede i oldtiden kunne man derfor forutsi slike formørkelser med god nøyaktighet. For at to etterfølgende solformørkelser skal ha et lignende forløp, må visse forhold være tilnærmet like. Først og fremst må det være nymåne. Da befinner Månen seg nær Solen på himmelen. Månen må dessuten stå på samme sted i banen sin i forhold til en av knutene. Knutepunktene står ikke stille i rommet, men dreier med urviseren rundt ekliptikken en gang på 18,60 år. I tillegg må Månens avstand til Jorden være den samme. Det gjelder også Jordens avstand til Solen. Formørkelsene bør også finne sted omtrent på samme tid av året.
Intervallet mellom to påfølgende nymåner kalles en synodisk måned, og inneholder 29,53059 døgn. Tidsavstanden mellom Månens to etterfølgende passeringer av en og samme knute kalles en drakonitisk måned, og er på 27,21222 døgn. Solens tilsvarende omløpstid kalles et formørkelsesår, og er på 346,6 døgn. Når det gjelder avstandskriteriene, er det først og fremst Månens avstand til Jorden som er viktig, da eksentrisiteten til Månens bane rundt Jorden er mye større (0,0549 i gjennomsnitt) enn Jordens bane rundt Solen (0,017). Bruker vi Månens jordnære punkt (perigeum) som referanse, går det 27,55455 døgn mellom hver gang dette passeres. Denne perioden kalles en anomalistisk måned. Det viser seg at 223 synodiske, 242 drakonitiske og 239 anomalistiske måneder utgjør nesten like lange tidsrom. Det samme gjelder 19 formørkelsesår:

223 synodiske måneder: 6585,32 døgn
242 drakonitiske måneder: 6585,36 døgn
239 anomalistiske måneder: 6585,54 døgn
19 formørkelsesår: 6585,78 døgn

223 synodiske måneder utgjør et tidsrom på 18 år, 10 eller 11 dager (avhengig av antall skuddår i perioden), og 8 timer. Dette tidsrommet kalles en sarosperiode. Den primære årsaken til denne perioden er sammenfallet i tid mellom 223 synodiske og 242 drakonitiske omløp av Månen.
Saros perioden er altså bare 11 dager og 8 timer lenger enn et helt antall år. Det betyr at to etterfølgende solformørkelser finner sted på omtrent samme tid av året, noe som også innebærer at Jordens avstand til Solen har endret seg ganske lite. De 8 timene gjør at formørkelsene ikke blir synlige fra samme sted på Jorden, men forskyver seg 1/3 av Jordens omkrets vestover hver gang. Først etter tre sarosperioder (54 år og 34 dager) kan formørkelsen igjen sees fra samme steder på jordoverflaten.

Formørkelsesserier
 Formørkelser som gjentas etter hver sarosperiode, sies å tilhøre samme sarosserie. Fordi de ulike periodene som medvirker til sarossyklusen ikke er eksakt like lange, endrer forholdene seg litt fra en formørkelse i serien til neste. Hver serie inneholder derfor et begrenset antall solformørkelser. Spesielt utgjør 19 formørkelsesår et tidsrom som er 11 timer lenger enn sarosperioden. Av den grunn flytter knutepunktet seg 0,5 grader østover for hver syklus. En solformørkelsesserie inneholder i overkant av 70 formørkelser og varer i over 1 200 år. Innenfor hver sarosperiode er det mange sarosserier i aksjon samtidig. Ettersom gamle serier går mot slutten, starter nye og erstatter disse. For å holde styr på de ulike sarosseriene, nummereres de. Like nummer angir at formørkelsene skjer ved Månens oppstigende knute, mens ulike nummer betyr at formørkelsene skjer ved den nedstigende knuten.

Formørkelser i Norge 1966-2135
 I løpet av en periode på 170 år mellom 1966 og 2135 finner det sted 97 solformørkelser som helt eller delvis kan sees fra Norge. Utifra beregninger for hvordan disse formørkelsene arter seg i 12 norske byer (Oslo, Fredrikstad, Hønefoss, Kristiansand, Stavanger, Bergen, Førde, Lillehammer, Trondheim, Bodø, Tromsø og Kirkenes) viser det seg at antallet synlige formørkelser på hvert sted varierer fra 72 i Stavanger til 80 i Trondheim. Oslo opplever 76 formørkelser i denne perioden og Tromsø 78. Det går gjennomsnittlig 2,25 år mellom hver formørkelse (fra 2,13 år i Trondheim til 2,36 år i Stavanger). Den gjennomsnittlige tidsperioden mellom to påfølgende solformørkelser som kan sees fra deler av Norge er 1,75 år (170 dividert med 97).
Ved å summere prosentvis dekka diameter for hvert enkelt sted viser det seg at Bodø er det stedet i Norge hvor denne summen blir størst (3989), mot eksempelvis 3777 i Oslo og 3737 i Stavanger. Siden antallet synlige formørkelser på de ulike stedene varierer, betyr ikke dette at formørkelsene i gjennomsnitt er større i Bodø enn i Stavanger. Faktisk er det omvendt (51,90% i Stavanger og 51,80% i Bodø). For alle de nevnte stedene i Norge blir gjennomsnittet 50,77%.
I perioden mellom 1966 og 2000 var den gjennomsnittlige størrelsen til alle solformørkelser her i landet på rundt 45%. I Oslo var denne prosenten helt nede i 42,6. I Nord-Norge var den noe høyere, rundt 47%. Det betyr at spesielt i Sør-Norge opplevde vi forholdsvis få solformørkelser der Månen dekket over 50% av soldiameteren. I perioden mellom 2001 og 2050 vil vi kunne oppleve en relativt høyere andel av større formørkelser. I Oslo er den gjennomsnittlige størrelsen 54,3% i dette tidsrommet, og i Bodø hele 59,4%. For hele landet blir gjennomsnittsstørrelsen 55,7%.
Den samlede varigheten av alle formørkelser mellom 1966 og 2135 er også størst i Bodø, nemlig 7494 minutter eller nesten 125 timer. I Oslo summerer samlet formørkelsestid seg opp til 7322 minutter (122 timer). Minst tid med solformørkelse har Trondheim med 7272 minutter (121,2 timer). For alle 12 byene er den gjennomsnittlige varigheten 97 minutter (størst i Stavanger med 102,5 minutter og minst i Trondheim med 92,1 minutter). Mellom 1966 og 2000 var den gjennomsnittlige varigheten i hele landet på 96 minutter. I løpet av de neste 50 årene øker denne til 106,6 minutter. Vi går nå altså inn i en periode hvor solformørkelsenes størrelse og varighet øker betydelig.
Det viser seg at Bodø (som befinner seg nærmest polarsirkelen av de aktuelle byene) er det gunstigste stedet å være hvis man vil se Solen formørket lengst mulig hele perioden sett under ett. Det lønner seg likevel ikke å flytte dit før etter 2050, siden den samlede varigheten fram til da er størst for de 21 formørkelsene som kan sees i Stavanger (2276 minutter) fulgt av Kristiansand og Fredrikstad med 2275 minutter (på like mange formørkelser). Bodø opplever kun 2043 minutter fordelt på 19 formørkelser.


Bakgrunnsstrålingen. Vil den gi svaret på Universets gåter ?
Ved professor Per Barth Lilje

Per Barth Lilje er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk.

I forbindelse med forsøk med satellittkommunikasjon gjorde Arno Penzias og Robert Wilson i 1965 eksperimenter med en stor radioantenne. Til sin overraskelse fant de at i tillegg til stråling fra kjente kilder, målte de også et jevnt svakt brus, radiostøy som så ut til å komme fra alle retninger. Etter ganske kort tid ble det klart at denne støyen var nøyaktig slik som det 15--20 år tidligere var blitt forutsagt for et univers som startet med en begynnelse i tiden, et varmt Big Bang. De første hundretusener år var universet et plasma, en blanding av atomkjerner og elektroner, som var ugjennomsiktig for lyset. Deretter kjølnet universet så mye at elektronene og atomkjernene kunne knytte seg til hverandre, og for første gang danne atomer. Da ble universet fullstendig gjennomsiktig og lyset slapp løs. Lysstrålene fra tilblivelsen har vært på vei mot oss hele tiden siden. Da lyset slapp løs fra materien, var lyset og materien i tett kontakt, og strålingen fulgte nøyaktig den fordeling som Max Planck hadde forutsagt i 1900 for lys fra et legeme oppvarmet til tre tusen grader, den temperatur universet hadde da det var 300.000 år gammelt. Etter som universet etterpå har utvidet seg ca. tusen ganger, har bølgelengden på lyset blitt ca. tusen ganger større, og strålingen er nå akkurat som om den kom fra et legeme ``varmet opp'' til en temperatur bare 3 grader over det absolutte nullpunktet, eller -270° C. Denne såkalte bakgrunnsstrålingen er ikke lenger i form av synlig lys, men i form av mikrobølgestråling, omtrent som den vi har inne i en mikrobølgeovn. Det er ganske mye av denne strålingen, hvis vi stiller inn et fjernsysnsapparat mellom to stasjoner skyldes noen prosent av ``snøen'' vi ser, nettopp denne kosmiske strålingen fra verdens tilblivelse!

Etter at bakgrunnsstrålingen ble oppdaget i 1965, forsto man fort at den ikke kunne være helt lik i alle retninger. Det måtte i strålingen finnes spor etter de ujevnhetenene som er blitt til galakser og stjerner i dag, og som har gjort liv mulig. I 1991 ble disse ujevnhetene funnet. Romobservatoriet COBE oppdaget at temperaturen i bakgrunnsstrålingen varier med en hundretusendels grad mellom forskjellige retninger på himmelen. De aller siste årene har teoretikerene vist at en enorm mengde informasjon om universet ligger skjult i disse bittesmå temperaturforskjellene. Hvis man kan studere dem i stor detalj, blir det som å finne et helt og ubeskadiget skjelett av en dinosaur, mens man tidligere hadde studert dinosuarene ut fra et par sterkt geologisk omformede fossile ben. Med tilstrekkelig detaljerte studier kan man blant annet bestemme nøyaktig hvor gammelt universet er, om inflasjonsteorien er korrekt, nøyaktig hvor mye det er av den mo rke materien, og dermed hvordan universet en gang vil ende. Men til dette kreves det uhyre nøyaktige målinger foretatt med ny teknologi fra en satellitt. I 1996 vedtok den europeiske romorganisasjonen ESA at det neste store vitenskapelige prosjekt skulle bli romobservatoriet it Planck, som nettopp konstrueres for å måle variasjonene i mikrobølge-bakgrunnsstrålingen med en slik presisjon at vi etterpå vil kunne si at vi nå har funnet et helt og ubsekadiget fossilt skjelett av skapelsen. Etter oppskytningen vil it Planck bruke to år på å gjennomføre kartleggingen av lyset fra universets urtid. Det neste årtusen vil dermed være sikret å starte med svar på flere av de spørsmål som er blitt stilt siden de første mennesker undret seg over stjernehimmelen. Som alltid må vi regne med at slike svar også vil åpne for nye, og enda dypere spørsmål.



SOHO og utforskning av Solen Ved professor Olav Kjeldseth-Moe

Olav Kjeldseth-Moe er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk.

Rom-observatoriet SOHO,
Solar and Heliospheric Observatory, som ble skutt opp i desember 1995, innledet en ny era i solfysikken. Instrumentene på SOHO har gitt oss ny viten om de fysiske forholdene i solen, fra den innerste kjernen, hvor solenergien dannes, til den ytre koronaen, 20 millioner kilometer ut fra solen, og til heliosfæren rundt jorda. Ved hjelp av bilder fra SOHO vil vi illustrere noen av disse nye resultatene. Vi skal se dem i sammenheng med det vi tidligere visste, men samtidig understreke det nye bildet vi får, især av en dynamisk og foranderlig sol-atmosfære. Den nye viten vi har fått gjør at vi må gjennomtenke våre begreper om disse lagene i solen helt fra bunnen av. Dette setter solfysikken i en spennende og fruktbar situasjon. Forskningsfeltet er blitt vitalisert og en kan vente nye og interessante resultater i en årrekke fremover.

SOHO er et samarbeid mellom de europeiske og amerikanske organisajonene for romforskning, ESA og NASA, og universiter og forskningslaboratorier i en rekke land er videre involvert. Norske forskere har deltatt og deltar aktivt i SOHO, fra starten for mer enn ti år siden til utnyttelsen av dataene og den daglige drift av av instrumentene i dag og i årene fremover.


Amatørastronomi II (ikke-visuelle observasjoner: astrofoto, CCD etc.)
Ved Robert Gibala

Robert Gibala er CCD-observatør og aktiv innen Supernovasøkegruppen i NAS.

Innledning
Litt om hvordan en amatørastronom forholdsvis enkelt kan utføre instrument-baserte observasjoner - uten for store forkunnskaper. Basert på detektor medier som fotometer, foto og CCD. Det amatøren mangler i kunnskap, kan vedkommende ta igjen i form av den tid og den interesse vedkommende senere legger ned i respektive felt. Kunnskapen vil øke som følge av erfaringer amatørastronomen bygger opp med tiden. Observasjonsgruppene til NAS er gode støttespillere.

Fotometer
Et fotometer er et fotoelektrisk instrument som måler lysintensiteten. Selve detektor mediet, er enten en fotodiode eller et fotomultiplikator rør. Fotometeret er som regel ferdig utstyrt med UBV(RI) filtere. Dette gjør instrumentet i stand til å bestemme lysstyrker etter standard magnitude systemer. Det blir benyttet til å måle lysstyrken til objekter som varierer i lysstyrke, som f.eks variable stjerner, novaer, asteroider, og Supernovaer. Fotometere måler kun lyset på et punkt av gangen. En må derfor foreta mange enkelt målinger for å bestemme et objekts lysstyrke.

Film - CCD
Film kan fortsatt brukes til å oppdage objekter, som novaer, asteroider, variable stjerner, kometer og supernovaer. Film-mediet egner seg også forholdsvis godt til astrometri og fotometri. Men spesielt for film-fotometri, så kreves det blant annet kjennskap til filmens spektrale respons. Ta kontakt med Variable stjernegruppen i NAS for en aktuell film og filter kombinasjon. CCD kameraer med minst 12 bit og oppover, kan benyttes til fotometriske målinger.
(Et utgangs punkt er CCD kameraer som, ST5C, PixCel 237, MX5 f.eks)

For ufiltrerte eksponeringer, så skal en benytte R-magnitudene til sammenlignings stjernene. Spesielle UBVRI filtersett kan kjøpes ferdig. Eller en kan kjøpe enkelt filtere, som bare V filteret f.eks. Flat field bildet er veldig viktig, for å få mest mulige nøyaktige lysstyrke målinger.

Det er viktig å ha tilgang til referanse-bilder, hvis en ønsker å oppdage nye objekter - enten en benytter seg av film eller CCD. Referanse bildene bør helst være selvtatte bilder med det samme utstyret en normalt bruker. Objektene evt. feltene må være under jevnlig overvåkning enten en leter etter variable stjerner, novaer, asteroider eller supernovaer.

En kan benytte seg av blinkmetoden for å skille ut evt. nye objekter fra bilder.

Ved asteroide-søk, så anbefales å søke i nærheten av ekliptikken - ta et bilde, og vente minst 1 time før neste eksponering. Ta flere feltbilder for å øke sjansen. Brukervennlig dataprogrammer gjør det i dag forholdsvis enkelt å måle et objekts posisjon (astrometri) - enten en benytter seg av film eller CCD. Hvis en benytter seg av film, så kreves det riktignok at filmen blir skannet og omgjort til en digital bildefil som data programmet kan lese. Framgangs måten er for øvrig identisk, enten det er et digitalisert fotografi eller et CCD bilde. Astroart er et program som kan utføre slike målinger.
Det er viktig å finne det rette området på himmelen som skal observeres. Selv om en benytter seg av god kart, så kan det ikke underslås at tekniske hjelpemidler - som datastyrte teleskoper, eller digitale stillingssirkler kan være til svært god hjelp.

Spesielle Sort-hvitt video CCD kameraer egner seg godt til planet observasjoner. Videobåndet kan avspilles - bilde for bilde. Slik kan en velge ut det beste for videre bearbeiding.

Spektroskopi
Spektroskopi går ut på å spalte lyset i et spektrum - à la regnbuen. Og studere lysstyrken til disse fargene som dermed er spredd utover i et bånd arrangert etter farge/bølgelengde. Hvert element/grunnstoff har sin egen spesifikke bølgelengde. Vi kan benytte oss av transmisjons gitter, eller en spektrograf. En kan forholdsvis enkelt sette opp bølgelengde kurver - ved å profilere piksel for piksel, et objekts spekter.

Oppsummering
Amatørastronomer av i dag, har langt bedre muligheter for å drive med "seriøse" instrumentelle observasjoner - enn tilfellet var for noen få år siden. Såfremt observatøren har interesse for det, og vedkommende også har tilgang til den rette kombinasjonen av utstyr. Fremtiden ser veldig lys ut for den amatørastronomen som er villig til å satse på instrument baserte observasjoner.

Linker/adresser som kan være av interesse

CCD seminar - NAS 1998 (Astrometri, fotometri, linker etc)

Observasjonsgrupper

Magnituder på stjerner

AAVSO

Anbefalt program for generell CCD og fotometri/astrometri : Astroart


Fotometer :
Optec Inc., 199 Smith Street, Lowell, MI 49331, USA

Utstyr til CCD og Video astronomi:
Adirondack Video Astronomy, 35 Stephanine Lane, Queensbury. NY 12804, USA

SBIG P.O. Box 50437, 1482 East Valley Road #33, Santa Barbara, CA 93150, USA

Spektroskopi/Transmisjons gitter: Rainbow Optics
1593 E St., Hayward, CA 94541, USA

Spektrografer: se SBIG ovenfor, og
Sivo Scientific, 1404 Manhattan Ave, Union City, NJ 07087-5414, USA

Amatørspektroskopi: Maurice Gavin

Forum for amatør-spektroskopi

Supernova 1999by fotografert av
Torbjørn Fredriksen med 20cm
teleskop og CCD-kamera.



Gravitasjonslinser og kosmologi Ved professor Sjur Refsdal

Sjur Refsdal er professor ved Hamburger Sternwarte, Tyskland og professor II ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo

I følge Einsteins generelle relativitetsteori blir lys avbøyd når det passerer gjennom et gravitasjonsfelt. Denne effekten ble første gang observert ved en solformørkelse i 1919 og førte til et gjennombrudd for Einsteins teori. I spesielle tilfeller kan lysavbøyningen, forårsaket av fjerne massekonsentrasjoner, gi linselignende effekter som for eksempel forsterkning, deformasjon og oppsplitting i flere bilder av en bakenforliggende kilde. Slike effekter har vært observert siden 1979 og har gitt oss viktig informasjon om avstanden til fjerne objekter og dermed alderen på ~vårt Univers. Gravitasjonslinser kan også ~ brukes til å ~bestemme mengden og fordelingen av masse i Universet, både lysende og mørk. En spesiell plexiglasslinse vil bli benyttet til å ~demonstrere noen av disse effektene.


Spektroskopi også for amatørastronomer Ved Odd Trondal

Odd Trondal har bred bakgrunn både som observatør og utvikler av astronomisk utstyr.

Nå kan alle som har et noenlunde bra teleskop utforske stjernenes spektrallinjer. Man trenger bare å kjøpe et optisk gitter som man setter i strålegangen et stykke foran okularet. (Optisk gitter er beskrevet i de fleste elementære fysikkbøker.)
Optisk gitter koster ca. 1000 kr og kan kjøpes fra f.eks. RAINBOW OPTICS som averterer i tidsskriftene Astronomy og Sky & Telescope.
Spektrallinjene trer tydelig frem på de fleste stjerner som ikke er for lyssvake. Da jeg selv observerer variable stjerner (dvergnovaer hovedsaklig) som kan være ganske lyssvake, bestemte jeg meg for å lage en enkel aperatur som muligjør fotografering med lengre eksponeringstid. Det var heller ikke så vanskelig da jeg har et kamera som jeg lett kan sette på teleskopet. Jeg festet gitteret i kameraadapteret og dermed var det gjort.

Hvor bra bør det være? Ideelt sett bør en kunne observere ( fotografere ) linje ned til 1 Ångstrøms (0.1 nm) bredde. Det synlige lys har en bølgelengde fra 4000 til 7000 Ångstrøm, d.v.s. en bredde på 3000 Ångstrøm. Og denne informasjonen skal brukes i praksis. De fleste amatørteleskoper har en oppløsningsevne på 0.5" - 1" og da bør spekterets lengde sett i okularet være på 1500"-3000" d.v.s. 25' - 50' ( Månens diameter er 30'). Spekterets lengde sett i okularet avhenger av hvor langt gitteret er foran okularet og gitterets gitterkonstant ( Avstanden mellom spaltene).

Gitter som blir levert av overnevnte firma gir et spektrum på 10 mm når det settes 200 mm foran okularet ( filmplanet ).

Ved mange interessante fenomener ( f.eks. novautbrudd ) får man sterke emisjonslinjer som vil være lett å observere slik at forholdet "vinkeldispersjon" dividert med teleskopets oppløsningsevne ikke trenger å være på 3000, men = 1000.

Ved fotografering orienterer man spekteret i nord - syd retning slik at unøyaktigheter i teleskopets R.A. driverk ikke bidrar med å ødelegge spektraloppløsningen. (Man bør selvfølgelig ha en nøyaktig poljustering på kikkertmonteringen.)

Har man et CCD kamera, får man mye bedre oppløysning og kan ta bilder av enda svakere stjerner.

Det er nå kommet et spektroskop med 1 meter fiberoptisk kabel som kobles til okularholder og hvor CCD kamera kan kobles til selve boksen som er utenfor teleskopet. Det er sikkert mye bedre enn det enkle jeg laget. Det koster $ 1625 og er beskrevet bl.a. i Sky & Telescope december 1998 på side 64.

Se bilder, artikler og observatoriet på Web-siden til Odd Trondal



Supernova-oppdagelse

Odd Trondal gjorde i april den første oppdagelse av en supernova fra norsk jord. Hans oppdagelsesbilde er her.

Supernova 1999cb i Markarian 881
ble oppdaget av Odd Trondal.

Her er den fotografert av R. J. Irgens
og H. Holen på NOT, La Palma.



Stjerneutvikling: Fra støv til supernova
Ved cand. scient. Knut Jørgen Røed Ødegaard

Knut Jørgen Røed Ødegaard holder på med et doktorgradsstudium ved Institutt for teoretisk astrofysikk innen feltet stjerneutvikling.

Stjerner er på alle måter svært forskjellige. Fra de fødes fra enorme gass- og støvskyer i rommet mellom stjernene og til de dør, oppviser de utallige fysiske fenomener. Forskerne har i mange tiår hatt teorier for hvordan stjerner fødes, utvikler seg og dør. De siste årene har imidlertid Romteleskopet Hubble med sine skarpe bilder gitt oss enormt øket innsikt i prosessene som foregår i og rundt stjerner. Mange av prosessene kan man nå observere direkte.

Jeg vil vise hvordan stjerner fødes og utvikler seg frem til hovedserien - den forholdsvis rolige utviklingsperioden da stjernene brenner hydrogen til helium slik som Solen.

Etter at hydrogenet i kjernen er oppbrukt begynner de virkelig interessante epokene i stjerners liv. Til slutt i sine liv eksploderer noen stjerner som supernovaer, mens andre kaster av seg skall og gass.

Til slutt ligger det igjen små rester, det ene objektet er merkeligere enn det andre - hvite dverger, nøytronstjerner eller sorte hull.

Jeg vil spesielt nevne stjernene som har størst masse. De aller tyngste stjernene er få i antall, lever korte liv, men de gjør seg bemerket på dramatiske måter: De flerrer av seg opptil flere solmasser i en fei, de stråler som millioner av soler, slanker seg ufattelig kraftig og blir til merkelige og glohete Wolf-Rayet stjerner før de eksploderer som en svært uvanlig type supernova. De lyser så kraftig, at ihvertfall ved ett tilfelle har en slik stjerne blitt feiltolket som en supernova! På grunn av sin enorme lysstyrke, kan de dessuten observeres i andre galakser og kan dermed hjelpe til å forbedre vår forståelse av Universet.

De siste par årene har 2 slike stjerner vært spesielt i søkelyset: Eta Carinae og Pistolstjernen. Eta Carina kan være på vei mot et nytt utbrudd som det i 1840-årene.

Alle grunnstoffer som er tyngre enn helium, er dannet i stjerner. Når en stjerne med stor masse dør, kaster den av seg store mengder gass, som blant annet inneholder tyngre grunnstoffer som har blitt dannet ved kompliserte fusjonsprosesser gjennom stjernenes liv. En stjernes død kan gi opphav til nye stjerner: Gasskyene fra døende stjerner gir grunnlag for nye stjerner og planeter. Jordens og vår egen eksistens hadde vært umulig uten tidligere tiders tunge stjerner som laget karbon, oksygen, jern osv.






Variable stjerner: Universets fyrtårn Ved Bjørn Håkon Granslo

Bjørn Håkon Granslo er leder av Variable Stjernegruppen i NAS.

Innledning
Variable stjerner er stjerner som viser målbare endringer i sine lysstyrker. Blant de ca. 9000 stjernene som under optimale forhold er synlige med øyet er det nær 200 stjerner hvor variasjonene er så store at de kan oppfattes med øyet. Det er i alt ca. 50000 stjerner som er katalogisert som variable eller mulige variable stjerner. De variable stjernene utgjør således bare en liten del av alle katalogiserte stjerner. I virkeligheten er alle stjerner variable, men for de fleste er lysvariasjonene så små eller foregår over en så lang tidsskala at vi ikke klarer å registrere dem. Solen hører med blant disse mer stabile stjernene. Det er strengt tatt ikke bare stjerner som varierer, dette omfatter foruten objekter i solsystemet (Månen, planeter, asteroider, kometer etc.), også bl.a. galaksekjerner og kvasarer.

Navngivning
Variable stjerner er - i likhet med Bayer- og Flamsteed-betegnelsene på klare stjerner - navngitt etter det stjernebildet de befinner seg i. Man bruker det latinske navnet på stjernebildet i genitivs form (eller en trebokstavers forkortelse) og foran denne en bokstav-/ tallkombinasjon som ble innført av Argelander i det forrige århundre og videreutviklet av Nijland tidlig i dette hundreåret. De 334 første kjente variable stjernene i en konstellasjon betegnes med bokstavene R ... Z, RR ... RZ, SS ... ZZ, AA ... AZ, BB ... QZ (bokstaven J er utelatt). Deretter nyttes Nijlands system: V335, V336 osv. Eksempler: Z Andromedae, V1057 Cygni. Stjerner som allerede har Bayer-begnelser beholder disse (eksempel: Chi Cygni). Det er Sternberg astronomiske institutt i Moskva som står for navngivningen av nye variable stjerner.

Klassifikasjon
Det finnes variable stjerner av en rekke typer. Vi har f.eks. variable som pulserer meget regelmessig, mens andre oppfører seg helt uforutsigbart (tittelen på artikkelen er derfor ikke helt dekkende). Dette kommer av at lysvariasjonene er bestemt av en rekke faktorer, såvel geometriske som fysiske, og det er derfor utviklet et sinnrikt system for å klassifisere objektene. Det vil føre for langt å gå i detalj, vi vil derfor nøye oss med å omtale hovedgruppene og kun nevne de viktigste typene innen disse gruppene.


Geometriske variable.
Dette er objekter som varierer pga. geometriske effekter, f.eks. formørkelser i et dobbeltstjernesystem der den ene stjernen passerer helt eller delvis foran den andre. Algol (Beta Persei) er prototypen blant disse formørkelsesvari-able stjernene.

Pulserende variable.
 Dette er stjerner som pulserer, hovedsakelig gjennom vekselsvis å utvide seg og trekke seg sammen. Hos cepheidene (prototype Delta Cephei) opptrer lyssvingningene med stor grad av regelmessighet, det samme gjelder RR Lyrae-stjernene som ofte opptrer i stjernehoper. De rødlige Mirastjernene (etter Mira eller Omikron Ceti) varierer langsommere og langt mer i lysstyrke, men mindre periodisk. Et fellestrekk med denne gruppen er at det dreier seg om relativt gamle stjerner som har nådd kjempe- eller super-kjempestadiet i sine livssykluser.

Eruptive variable.
 Her dreier det seg om meget sammensatt gruppe av stjerner der variasjonene skyldes prossesser i deres atmosfærer. Disse stjernene varierer uregelmessig og uforutsigbart. Hos R Coronae Borealis-stjernene (karbonholdige superkjempestjerner) avtar lysstyrken brått når de utfeller skyer av sot. Til denne gruppen hører også ustabile unge stjerner som ennå ikke har nådd hovedserien og som ofte er tilknyttet ansamlinger av gass og støv.

Kataklysmiske variable.
 Her dreier det seg om tette dobbeltstjenesystemer som varierer pga. vekselvirkning mellom komponentene i stjernesystemet. Resultatet blir et utbrudd der lysstyrken i løpet av kort tid kan øke med fra typisk 10-100 ganger hos dvergnovaer til 1000-100000 ganger hos klassiske novaer. Hos dvergnovaene gjentar oppblussene seg med visse (typisk fra noen uker til må neders) mellomromrom. Den mest dramatiske effekten finner vi hos supernovaene, her kan lysstyrken øke med så mye som en million ganger og i maksimum kan en supernova blir like klar som en galakse.

Hvorfor studere variable stjerner?
Observasjoner av variable stjerner gir fysisk informasjon om stjernen eller stjernesystemet. Dette kan igjen brukes til å finne ut noe om universets struktur og utvikling. Vi kan f.eks. studere hvordan variable av ulike typer er fordelt i vår galakse. Variable stjerner representerer stjerner av forskjellige masser og ulike stadier i stjerneutviklingen.

Data på formørkelsesvariable stjerner kan bl.a brukes til å finne massene og størrelsene på stjernene i systemet. Pulsasjonene hos Mirastjerner, cepheider og andre pulserende stjerner er et resultat av en komplisert indre oppbygning, hvor det bl.a. har blitt dannet tyngre grunnstoffer gjennom ulike fusjonsprosesser.

Enkelte typer variable stjerner kan brukes som avstandsindikatorer. Det klassiske eksemplet er cepheidene, der man har funnet en klar sammenheng mellom periode og absolutt (virkelig) lysstyrke. Cepheidene er absolutt meget lyssterke objekter og de kan derfor brukes til å finne avstanden til andre galakser. Supernovaer kan brukes til å estimere avstandene til fjernere galakser og er dermed en indikator på størrelsesforholdene i Universet.

Hvordan observere variable stjerner?
Observasjoner av variable stjerner foregår i hovedsak ved å måle deres lysstyrker til ulike tidspunkter (fotometri). Disse kan utføres visuelt (ved å bruke øyet som lysdetektor) eller elektronisk (vha. fotoelektrisk fotometer eller CCD-kamara). Fra observasjonene kan man lage lyskurver, der lysstyrken (magnituden) blir plottet som funksjon av tiden. Resultatene kan brukes til å bestemme form og størrelse på, samt eventuelt eventuelle periodisiteter i lysvariasjonene.

En visuell observasjon består i å vurdere den variables lysstyrke mot en eller flere passende sammenligningsstjerner. Vurderingene gjøres kvantitativt (etter trinn- eller brøk-metoden) og når man kjenner magnitudene til sammenligningsstjernene er det mulig å regne ut magnituden til den variable stjernen.

Ved elektroniske målinger er det mest aktuelt å måle den variables lysstyrke i forhold til en referansestjerne. Vi kan da bestemme magnitudeforskjellen mellom stjernene. Hvis man ønsker å finne presise lysstyrker i et standardisert magnitudesystem (f.eks. V-magnituder) krever dette bruk av passende farvefiltre og en mer omfattende observasjons- og reduksjonsprosedyre.

Spektroskopiske observasjoner gir mer detaljerte fysiske data om objektet og dette er viktig når man skal klassifisere objektet. Spektroskopi er særlig aktuelt når det gjelder å verifisere oppdagelser av mulige novaer og supernovaer.

Amatørastronomenes bidrag
Amatørastronomer har i lang tid bidratt med observasjonsdata av uvurderlig betydning for variable stjerneastronomien. Mye at vår viten om f.eks. Mirastjerner bygger på det arbeidet som amatørene møysommelig har utført i over 100 år. Foruten å overvåke kjente stjerner har amatører også i stor grad bidratt med å oppdage nye objekter. Dette gjelder i særdeleshet novaer og supernovaer, her har også nordmenn gjort seg gjeldene. Sigurd Einbu og Olaf Hassell oppdaget hver sin nova i 1912 og 1960, mens Odd Trondal nylig (1999) var den første som oppdaget en supernova fra Norge.

De fleste som observerer variable stjerner er tilknyttet organisasjoner som spesielt studerer variable stjerner (den mest kjente er American Association of Variable Star Observers) eller gjennom aktivitetsgrupper i nasjonale eller regionale foreninger (som Variable Stjernegruppen i NAS). I en økende utstrekning foregår det også et mer direkte samarbeid mellom amatører og fagastronomer, der amatørene bl.a. bidrar i observasjonsarbeidet og blir medforfattere i publikasjoner i fagtidsskrifter. Et eksempel på dette er Center for Backyard Astrophysics, som hovedakelig studerer dvergnovaer vha. CCD-utstyr.

Det må også nevnes at Internett er blitt flittig tatt i bruk innen variable stjernemiljøet, og dermed kan interesserte få meget rask beskjed om oppdagelser og andre viktige hendelser på stjernehimmelen. En viktig informasjonskilde er det japanske VSNET.

Ny teknologi vil nok gjøre enkelte typer observasjoner uaktuelle i fremtiden, men på den annen side åpner den nye muligheter for amatørene. Et eksempel er CCD-kameraet som har revolusjonert astronomen og gjort det mulig for amatører å utføre fotometri og astrometri av høy kvalitet. Det er all grunn til å tro at amatørastronomer fortsatt vil bidra med ny viten om astronomi i alminnelighet, og variable stjerner i særdeleshet, det være seg internasjonalt som nasjonalt.



SS Cygni


Møte Index.
Main Index.