9789147099238

en inledande kurs på universitetsnivå. Den kräver dock inga särskilda för-

BJÖRN STENHOLM (red.)

Denna lärobok är en introduktion till ämnet astrobiologi och är lämplig för kunskaper och kan därför läsas med behållning av alla som är intresserade av astronomi och förutsättningar för liv i universum.

arna för liv på jorden och på andra platser i universum, och hur sådant liv kan påvisas. Inom astrobiologin ryms i stort sett hela det naturvetenskapliga fältet, allt från geologi och hydrologi till biokemi, genetik och medicin. Ämnet sträcker sig även utanför naturvetenskapen, och innefattar etiska och filosofiska frågor.

Tekniken har alltid spelat en stor roll för vår förmåga att se och undersöka företeelser på jorden, på andra himlakroppar i solsystemet och vid avlägsna stjärnor. De tekniska framstegen har gjort att vi nu på allvar har möjlighet

Astrobiologi

Astrobiologi är ett tvärvetenskapligt ämne som undersöker förutsättning-

att utforska ett universum som kanske är fullt av liv. Teleskop hittar jordliknande planeter runt fjärran stjärnor, rymdsonder mäter och väger kemiska föreningar på solsystemets himlakroppar och på ritbordet planeras instrument som kan upptäcka livets molekyler på planeter i andra solsystem.

Astrobiologin har alla förutsättningar att bli en dominerande del av astronomin under 2000-talet. Denna bok ger dig en möjlighet att se var vi står idag och tillsammans med tolv ledande svenska astronomer och astrobiologer

BJÖRN STENHOLM (red.)

blicka mot framtiden.

Astrobiologi Best.nr 47-09923-8 Tryck.nr 47-09923-8

9789147099238c1s.indd 1-3

12/06/12 1:40 PM

Astrobiologi Bjรถrn Stenholm (red.)

Liber

9789147099238b1-352s.indd 1

12/06/12 1:24 PM

Under redaktion av Björn Stenholm, docent i astronomi och redaktör i naturvetenskap och teknik vid Nationalencyklopedin (NE), har följande specialister bidragit med sitt kunnande (i samma ordning som deras texter återfinns i boken):

Albert Nummelin, doktor i radioastronomi och med en bakgrund som forskare i astrokemi och astrobiologi vid Onsala rymdobservatorium och New York Center for studies on the origins of life vid Rensselaer Polytechnic Institute.

Staffan Söderhjelm, docent i astronomi och tidigare verksam vid Lunds universitet.

Sprider numera vardagsastronomi på astrokonsult.se Anders Lundquist, universitetslektor i zoofysiologi vid Lunds universitet och NE:s expert i fysiologi.

Låtta Skogh, doktor i neurobiologi och biologiredaktör för NE. Mats Larsson, professor i molekylfysik vid Stockholms universitet. Ordförande i Rymdstyrelsens forskningskommitté.

Clas Blomberg, professor emeritus i teoretisk fysik, KTH. Arbetar med tillämpningar av fysik inom biologin.

Eva Bernhardsdotter, fil. dr, forskare, tidigare verksam på NASA och Svenska Rymdbolaget med bland annat astrobiologiforskning och satellitdesign. Numera verksam inom rymd, försvar och säkerhet på FOI (Totalförsvarets forskningsinstitut).

Maria Sundin, docent i teoretisk fysik och universitetslektor vid Göteborgs universitet.

Förutom sin forskning har Maria ett stort intresse för tvär- och populärvetenskaplig astronomi.

Malcolm Fridlund, forskare vid det europeiska rymdorganet ESA (European Space Agency) och professor i astrofysik vid Universitetet i Leiden, Nederländerna.

Fredrik Wallinder, doktor i teoretisk astrofysik i Lund och en av grundarna till SWAN, det svenska forskarnätverket i astrobiologi, med mångårig erfarenhet av undervisning i astronomi och astrobiologi.

Bengt Gustafsson, professor i teoretisk astrofysik vid Uppsala universitet.

9789147099238b1-352s.indd 3

12/06/12 1:24 PM

ISBN 9-7891-47-09923-8 © 2012 Författarna och Liber AB Redaktör Kim Bergström Bildredaktör Mikael Myrnerts Grafisk formgivning Nette Lövgren Illustrationer Lena Eliasson, Grafiska språnget AB Omslagsbild J. Emerson/VISTA/ESO Första upplagan 1 Repro OKS Prepress Services, Indien Tryck Kina 2012

KOPIERINGSFÖRBUD Detta verk är skyddat av upphovsrättslagen. Kopiering, utöver lärares och elevers rätt att kopiera för undervisningsbruk enligt BONUS-avtal, är förbjuden. BONUSavtal tecknas mellan upphovsrättsorganisationer och huvudman för utbildningssamordnare, t.ex. kommuner och universitet.

Intrång i upphovsmannens rättigheter enligt upphovsrättslagen kan medföra straff (böter eller fängelse), skadestånd och beslag/förstöring av olovligt framställt material. Såväl analog som digital kopiering regleras i BONUS-avtalet. Läs mer på www.bonuspresskopia.se.

Liber AB, 113 98 Stockholm tfn 08-690 90 00 www.liber.se kundservice tfn 08-690 93 30, fax 08-690 93 01 e-post: kundservice.liber@liber.se

9789147099238b1-352s.indd 4

12/06/12 1:24 PM

Innehåll Kapitel 1: Astrobiologins väg till vetenskap

9

Mars – planeten vars innevånare byggde kanaler

12

Kapitel 2: Grundläggande astronomi

15

Stjärnhimlen med blotta ögat

17

Vad vi ser i universum

20

Astronomins metoder och verktyg

48

Uppgifter till kapitel 2

60

Bilaga: Titta själv!

62

Den kopernikanska revolutionen

68

Kapitel 3: Grundläggande biologi

71

Biokemi, molekylärgenetik och ämnesomsättning

74

Celler och deras funktioner

89

Struktur och funktion hos arkéer och bakterier

100

Struktur och funktion hos växter, svampar och djur

102

Evolutionens mekanismer

110

Slutord

116

Uppgifter till kapitel 3

118

Äldre tiders uppfattning om det vi kallar biologi

119

Kapitel 4: Livets molekyler i universum

121

Rymdens molekyler upptäcks

123

Det interstellära mediet – gasen mellan stjärnorna

126

Hur insterstellära molekyler uppkommer – en komplicerad process

128

Molekylletandets historia

136

Uppgifter till kapitel 4

137

9789147099238b1-352s.indd 5

12/06/12 1:24 PM

Kapitel 5: Vår planets utveckling mot en livsduglig miljö

139

Solens och planeternas uppkomst

141

Kemiska förutsättningar för liv

153

Spår av tidigt liv

164

Isotoper och tidmätning

172

Uppgifter till kapitel 5

173

Den mycket tidiga människans uppfattning om världen

175

Kapitel 6: Vad är liv?

Det jordiska livets utveckling

177

Förbiologiska makromolekyler – starten för livets maskineri

180

Första livet

191

Sista gemensamma urcellen

201

Alternativt liv

207

Uppgifter till kapitel 6

211

Kapitel 7: En livfylld blick på solsystemets övriga medlemmar

213

Människans sökande efter utomjordiskt liv i solsystemet

215

Liv bara på jorden – varför?

222

Biomarkörer – hur vi påvisar liv

230

Uppgifter till kapitel 7

240

Den biologiska och geologiska revolutionen på 1800-talet

241

Kapitel 8: Exoplaneterna – planeter kring fjärran stjärnor

243

De stora frågorna

243

Sökandet efter exoplaneter

248

Ett aktivt forskningsfält

254

Radialhastigheter

255

Astrometri

260

Transitobservationer

262

Gravitationell mikrolinsning

265

Celestmekaniska synpunkter

266

Vägen vidare

271

Uppgifter till kapitel 8

273

Kikaren – en fantastisk uppfinning

274

9789147099238b1-352s.indd 6

12/06/12 1:24 PM

Kapitel 9: Hur vi kan påvisa livet på exoplaneterna

277

Svårt att direkt observera biomarkörer

278

De tekniska hjälpmedlen

292

Uppgifter till kapitel 9

305

Kapitel 10: Det intelligenta universum

307

Vad är intelligens?

310

Nervsystemet, sinnena och hjärnan

312

Framtiden för vår civilisation

321

Frågor till kapitel 10

323

Den antika världsbilden

324

Kapitel 11: Vad händer när vi får kontakt?

– Ett rollspel om påverkan av utomjordiska civilisationer

327

Roller i rollspelet

329

Rollernas profiler

329

Spelplan och spelvarianter

340

Allmänt om rollspel

342

Register Bildförteckning

344 348

9789147099238b1-352s.indd 7

12/06/12 1:24 PM

Vintergatan som ett band av stjärnor på natthimlen – en bild av vår egen spiralgalax från insidan. Observatorierna är belägna på toppen av Mauna Kea, Hawaii, USA. Från vänster till höger: Subaru Telescope, Keck 1 och Keck 2, och NASA Infrared Telescope Facility.

8

9789147099238b1-352s.indd 8

12/06/12 1:24 PM

Kapitel 1: Astrobiologins väg till vetenskap av Björn Stenholm

Astrobiologi är ett relativt nytt vetenskapligt begrepp. Termen består av två delar. Den första, astro-, kommer av astronomi. Astronomi är traditionellt vetenskapen om allt det som finns utanför jordatmosfären, dvs. den väldiga del av universum som omfattar allt det som inte tillhör jordklotet med sitt tunna skal av luft. Vetenskapen astronomi brukar ibland betecknas som den äldsta vetenskapen, men det är först i vår tid som denna naturvetenskapliga ämnesgren utvecklats med explosionsartad hastighet. Vår astronomiska syn på omgivningen är i dag helt annorlunda än den var för bara hundra år sedan.

Biologi är den andra delen av termen astrobiologi. Biologi är vetenskapen om allt levande, dess nuvarande tillstånd och dess historiska utveckling. Även biologin har under det senast århundradet genomgått en mycket snabb utveckling.

Vi har t.ex. lärt oss att förstå sambandet mellan olika livsformer på jorden och hur de med tiden har utvecklats i de miljöer där de lever. Vi har också lärt oss att bekämpa sjukdomar i den egna kroppen. Men vi har ännu inte funnit orsaken till uppkomsten av det vi kallar liv – vad det var som hände när ickelevande materia blev levande.

Astrobiologen tvingas tackla detta problem – det handlar om att söka efter, och påvisa, livsformer på andra platser i universum än på jorden. Några viktiga upptäckter ligger till grund för ett ökat intresse för astrobiologi. Vi vet nu att det finns gott om planeter kring andra stjärnor i universum. Vi har också på senare tid identifierat extrema livsformer (på jorden) som förekommer i miljöer med hög temperatur, stark syra, mörker m.m.

Astrobiologi har i vår tid därför blivit vetenskap och inte bara lösa spekulationer. Vi har anledning att tro att de främmande planeternas antal är mycket stort. Därför kan vi också misstänka att många av dessa liknar jorden. Och då kan sannolikt liv uppstå där, precis som det har gjort på jorden.

KAPITEL 1: ASTROBIOLOGINS VÄG TILL VETENSKAP

9789147099238b1-352s.indd 9

9

12/06/12 1:25 PM

Men om vi ska kunna diskutera huruvida liv finns på andra platser i universum än på jorden, måste vi först upptäcka universum själv. Vi vet i dag att vi befinner oss någonstans i ett världsallt som förefaller oss omätligt stort.

Men det har inte alltid varit så. Universums väldighet är en upptäckt som skett gradvis, först mycket långsamt, senare i vår tid med, i ordets verkliga mening, explosionsartad hastighet.

Solsystemets uppkomst – teoriernas kamp Redan den italienske filosofen Giordiano Bruno (1548–1600) hade föreslagit att världsrymden var full av bebodda världar, även om hans uppfattning då inte på något sätt kunde stödjas av observationer. Man visste inte att stjärnorna var avlägsna solar. Det skulle dröja till mitten av 1800-talet innan vi var säkra på att det var så, även om idéer i denna riktning hade funnits tidigare. Men hur hade då solsystemet uppkommit? Det fanns under 1700-talets senare hälft teorier om hur solen och dess planeter hade bildats. Den tyske filosofen Immanuel Kant (1724–1804) och den franske fysikern Pierre Simon de Laplace (1749– 1827) formulerade på var sitt håll en teori som gick ut på att planeterna hade uppstått ur en roterande materieskiva runt den blivande solen. Denna teori blev sedermera kallad Kant–Laplaces nebularhypotes. Om stjärnorna visade sig vara avlägsna solar skulle det finnas gott om planeter i universum. Från och med då kunde man verkligen tala om ”världarnas mångfald”1. Det var i den andan som den italienske astronomen Giovanni Schiaparelli (1835–1910) lanserade sina Marskanaler (se vidare s. 12–13).

Emellertid uppenbarade sig en alternativ teori till solsystemets uppkomst i början av 1900-talet. Den brittiske astrofysikern James Jeans (1877–1946) menade att solsystemet var ett resultat av att en annan stjärna på sin färd genom rymden hade passerat förbi solen. Till följd av detta hade en mängd materia slitits loss från de båda stjärnorna och lagt sig som en skiva kring solen. Ur detta material hade sedan planeterna kondenserats fram. Detta kom att kallas katastrofteorin. Om detta scenario var sant skulle planeter kring stjärnor vara synnerligen sällsynt. Detta på grund av att avstånden mellan stjärnorna är så väldiga att ett nära möte mellan två stjärnor är oerhört osannolikt, så osannolikt att det kanske bara har hänt vid ett enda tillfälle i vår galax, Vintergatans, historia. Eftersom vi inte hade upptäckt varelser på våra

1 Den franske amatörastronomen och författaren Camille Flammarion (1842–1925) utgav 1862 boken La Pluralité des mondes habités, ’De bebodda världarnas mångfald’.

10

9789147099238b1-352s.indd 10

12/06/12 1:25 PM

BILD 1:1 De båda teorierna för solsystemets uppkomst: Katastrofteorin (t. v.) och Kant-Laplaces nebularhypotes (t. h.).

grannplaneter i solsystemet, skulle vi således vara ensamma i rymden. Världarnas mångfald var plötsligt som bortblåst i den kosmiska vinden.

Dagens astrobiologiska status Men ensamheten har åter förbytts till mångfald. När man med datorernas hjälp ordentligt började räkna på katastrofteorin visade det sig att en nära kollision mellan två stjärnor omöjligen skulle kunna resultera i planeter kring någon av stjärnorna. I stället kom åter Kant–Laplaces nebularhypotes att bli aktuell. Trots allt snabbare datorer är det emellertid fortfarande svårt att bevisa hur solsystemet verkligen uppkom. Problemet kräver enorma räkneresurser.

Mycket pekar ändå i den riktningen att planeter kring stjärnor snarare är regel än undantag.

Men vad tjänar teorier till nu, när vi faktiskt har observerat fjärran planeter?

Sedan mitten av 1990-talet har astronomer börjat påvisa planeter kring fjärran stjärnor. Deras antal har snabbt blivit flera hundra. Vi kallar dem exoplaneter.

Ett problem med dessa planeter är emellertid att de vanligen är stora, som Jupiter eller ännu större. De är dessutom mycket heta. Planeter som liknar jorden i storlek och temperatur är fortfarande sällsynta. Det beror sannolikt på våra än så länge begränsade observationsmöjligheter. När tekniken förfinas, kommer troligen många jordliknande planeter att visa sig. Och då kommer diskussionen om livsformer på dessa platser i universum att ta förnyad fart.

Samtidigt med att de rent astronomiska observationsmöjligheterna har utvecklats har vi upptäckt livsformer på jorden som vi inte väntat oss. Det är de så kallade extremofilerna som avses: livsformer som överlever på extrema platser på jorden, i heta källor, i jordens inre, i polartrakterna. Upptäckten av dessa har på nytt kastat ljus på möjligheten att finna liv i solsystemet utanför jorden. Det är, förutom den ständigt aktuella Mars, framför allt några av jätteplaneternas månar som blivit måltavla för spekulationer i detta sammanhang.

KAPITEL 1: ASTROBIOLOGINS VÄG TILL VETENSKAP

9789147099238b1-352s.indd 11

11

12/06/12 1:25 PM

Mars – planeten vars innevånare byggde kanaler

Mars är den planet som ligger närmast jorden utanför jordbanan. Sedan kikaren uppfanns har vi kunnat studera dess yta. Mars är inte molntäckt; man har således länge kunnat observera strukturer på dess yta. Planetens storlek är ungefär hälften av jordens och dygnets längd är i stort sett densamma för de båda planeterna. Det ligger därför nära till hands att fundera över liv på grannplaneten.

Vid vissa tillfällen kommer Mars och jorden särdeles nära varandra. Det hände 1877 och då studerade astronomer världen över Mars flitigt.

En italiensk astronom vid namn Giovanni Schiaparelli (1835–1910) gjorde sensation genom att upptäcka att Marsytan verkade genomdragen med smala linjer som han på italienska kalllade canali. Detta kom att tolkas som ’kanaler’, särskilt med tanke på den diskussion om ”Marsmänniskor” som då redan var i svang. Kanalerna kunde vara konstgjorda vattendrag byggda av en civilisation som tvingades hushålla med vatt-

net på en planet stadd i uttorkning. Schiaparelli publicerade detaljerade kartor, som utvisade kanalernas sträckningar på Marsytan.

Trots detta hade andra astronomer svårt att se kanalerna. En del lyckades, men de flesta inte. En som ”lyckades” var amerikanen Percival Lowell (1855–1916), som till och med byggde ett särskilt observatorium för att studera kanalerna. Han hittade många fler än Schiaparelli hade gjort, och han tyckte sig också se hur planetens yta förändrades i takt med årstidernas växlingar. Det skulle kunna innebära att växtligheten frodades i kanalernas närhet.

Observationstekniken förbättrades efter hand och kanaler kom så småningom att avfärdas som rena synvillor. Men i vanligt folks medvetande hade kanalerna fått ordentligt fotfäste och tanken levde kvar ända till dess att rymdsonder från jorden hade undersökt Marsytan och man med säkerhet kunde konstatera att kanalerna inte fanns.

12

9789147099238b1-352s.indd 12

12/06/12 1:25 PM

BILD 1:2 Kanaler på Mars enligt Giovanni Schiaparelli

KAPITEL 1: ASTROBIOLOGINS VÄG TILL VETENSKAP

9789147099238b1-352s.indd 13

13

12/06/12 1:25 PM

Falskfärgad bild av Örnnebulosan i långvågigt infrarött. Det gröna är observationer vid 24 μm, där stoftet är uppvärmt av en nyligen inträffad supernovaexplosion. Det blå (kring 6 μm) och röda (kring 70 μm) visar hetare och kallare stoft i nebulosans stjärnbildande moln och ”torn” (Hubbleteleskopets berömda ’Pillars of Creation’).

14

9789147099238b1-352s.indd 14

12/06/12 1:25 PM

Kapitel 2: Grundläggande astronomi

av Albert Nummelin och Staffan Söderhjelm

Astrobiologi är vetenskapen som studerar förutsättningarna för liv i universum. Men för att kunna diskutera möjligheterna för liv i universum måste vi veta hur universum fungerar. Vilka krafter är det som formar och har format universum? Hur ser universum ut? Att förstå detta är av avgörande betydelse för att vi ska kunna gå vidare och studera förutsättningarna för de molekyler som bygger upp livet och för att kunna teoretisera om livet självt. I detta kapitel får du en översiktlig bild av dagens astronomi. Det innehåller dels beskrivningar av det universum vi kan observera, dels beskrivningar av de metoder som astronomerna använder.

Astronomi är vetenskapen om allt utanför jorden och dess atmosfär. Det är omöjligt att beskriva alla aspekter av den här. Den astronomiska världsbilden har på senare år ändrats drastiskt genom de kosmologiska upptäckterna av universums acceleration och den mörka energin. Det vi brukade kalla ”världsalltet” visar sig vara lite ytlig dekoration på det ”riktiga” universum, fyllt av mörk materia och mörk energi.

Men eftersom denna bok handlar om liv i universum så kan vi med gott samvete koncentrera oss på det som då är viktigast, nämligen stjärnor och planeter. En stjärna är i grunden en stabil fusionsreaktor som kan producera energi kontinuerligt under miljarder år. Finns det ett planetsystem kring stjärnan kan det slumpa sig så att någon av planeterna i systemet blir lagom uppvärmd för att liv ska kunna uppstå och utvecklas. Den långsiktiga stabiliteten är nyckelordet eftersom utveckling av liv troligen tar miljoner eller miljarder år.

De allra flesta stjärnor har en lång, stabil huvudfas och det bör finnas åtskilliga miljarder lämpliga stjärn- och planetsystem i åtskilliga miljarder galaxer där liv potentiellt kan tänkas förekomma. En första uppgift, som snart är tekniskt möjlig, är att hitta ett antal av dessa som råkar befinna sig ”nära” oss i Vintergatan.

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 15

15

12/06/12 1:25 PM

Detta ”nära” kan dock betyda hundratals ljusår, dvs. all utforskning får ske på distans. Med avancerade metoder för att skärma av ljuset från centralstjärnan kommer vi sedan att med spektroskopi kunna studera enskilda planeter, och på så sätt direkt detektera t.ex, förekomst av vatten eller syre.

Universum innehåller allt från ljussvaga planeter på förhållandevis nära håll till galaxer och kvasarer miljarder ljusår bort. När vi ser objekt på miljarder ljusårs avstånd betyder det att vi ser dem som de såg ut för miljarder år sedan.

Vi måste alltså överblicka miljarder år av tid, och måste definitivt ta hänsyn till universums utveckling. Till råga på allt visar det sig att universums stora pussel inte kan läggas utan några bitar med svårbegripliga fenomen som vi faktiskt ännu inte kan observera. Astronomins största framsteg under de senaste decennierna är kanske just insikten om att allt det vi kan observera bara är en liten bråkdel av allt som bevisligen måste finnas.

I ett kort inledande avsnitt, Stjärnhimlen med blotta ögat, går vi tillbaka till astronomins rötter som omedelbar upplevelse. Det följande (stora) huvudavsnittet, Vad vi ser i universum, är en beskrivning av det observerbara universum, från den kosmiska bakgrundsstrålningen till vårt lokala solsystem.

Eftersom denna bok handlar om liv i universum har stjärnor och planeter fått behålla den huvudroll som de egentligen i nutidens astronomi förlorat till mer exotiska objekt. Till sist följer ett andra huvudavsnitt, Astronomins metoder och verktyg. Där beskriver vi den teknik som gjort det möjligt för oss att skapa den moderna bilden av universum. Det är då viktigt att inse hur den tekniska utvecklingen har hjälpt oss att övervinna de begränsningar som sätts dels av vårt läge under en tjock (skyddande) atmosfär och dels av våra ögons begränsningar. Med olika sorters detektorer, och med möjligheten att placera dem utanför jordatmosfären, kan vi nu observera elektromagnetisk strålning av i stort sett alla våglängder. Denna helhetssyn har gett oss mängder av ny information, men det finns alltid mer att hämta med större teleskop. Vi kan upptäcka ljussvagare objekt, se fler av de ljusstarkare (eftersom de då syns ut till större avstånd), eller dela upp strålningen mer detaljerat efter våglängd.

Den snabba datorutvecklingen har också revolutionerat astronomin i alla led. Datorerna behövs både vid själva observationerna, vid bearbetningen och tolkningen av dem och vid lagringen av de (bokstavligen!) astronomiska mängderna av insamlade data.

16

9789147099238b1-352s.indd 16

12/06/12 1:25 PM

Stjärnhimlen med blotta ögat Det är en tragisk paradox att astronomin i dag förfogar över instrument och metoder som tidigare seklers forskare inte ens kunde drömma om, medan majoriteten av dagens människor aldrig ser den stjärnhimmel som förr var vardagligt självklar. Det är inte luftföroreningar som gör det svårt att se stjärnorna, utan den oerhört omfattande upplysningen av hus, gator och vägar. För den som lever i en storstad är stjärnhimlen något man hör talas om men aldrig ser. Det fordras aktiva förberedelser för att se annat än de allra ljusstarkaste stjärnorna, men det känns viktigt för perspektivets skull att ändå starta med den klassiska bilden av stjärnhimlen och astronomin. Den som vill göra sig det besvär som krävs för att själv uppleva detta får mer uppmuntran i en bilaga till kapitlet.

BILD 2:1 Vinterns stjärnhimmel med planeten Saturnus som extra ”stjärna” i Tvillingarna på en bild från 2004.

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 17

17

12/06/12 1:25 PM

Stenbocken Vattumannen

Skytten

Solen Jordens omloppsbana Första januari

Första mars

Ekliptikan

BILD 2:2 Jordens rörelse kring solen innebär att solen under året successivt projiceras mot olika delar av ekliptikan.

Den klassiska natthimlen Solen går ner om kvällen och så småningom framträder stjärnorna. Några av dem är mycket ljusstarka, andra nätt och jämnt skönjbara. De tycks bilda oföränderliga mönster, vilka man kallar stjärnbilder. Stjärnor och stjärnbilder rör sig under nattens lopp. De tycks skenbart vara fästade på en stor sfär, vilken till följd av jordens rotation sakta vrider sig runt. En del stjärnor går ner och försvinner, medan andra går upp. I gryningsljuset försvinner de alla, för att komma tillbaka nästa kväll.

Det är dock inte riktigt samma stjärnbilder som syns varje natt. Under året blir en del svårare och svårare att se på kvällshimlen, och en del blir tydligare och tydligare på morgonen. Jorden rör sig runt solen, så att solen successivt tycks vandra himlen runt. En vårnatt kan vi inte se något av stjärnbilden Fiskarna, eftersom solen står mitt i den, liksom vi en höstnatt inte ser Jungfrun.

Från en natt till nästa blir förskjutningen liten, men ett par veckor räcker för att en stjärna ska gå upp en timme tidigare. Ofta ser vi en måne bland stjärnorna. Ibland är den bara en smal skära, ibland en bländande fullmåne som dränker allt stjärnljus. Fem av de allra ljusstarkaste ”stjärnorna” uppför sig också mycket speciellt: de ”vandrar” långsamt mellan olika stjärnbilder. Men

18

9789147099238b1-352s.indd 18

12/06/12 1:25 PM

både solen, månen och planeterna (vandringsstjärnorna) håller sig i ett ganska smalt band runt himlen, och de tolv stjärnbilder som definierar detta band får därför en naturlig särställning.

Från regelbundenhet till naturlagar Det mest uppenbara med sol, måne och stjärnor är att de uppträder så regelbundet. Dag och natt, månens faser, liksom årstidernas gång upprepar sig hela tiden.

Det var därför mycket naturligt att förlägga himlakropparna till en gudomlig värld bortom vår vanliga. Medan (fix-)stjärnorna verkade oföränderligt fästade vid himlavalvet rörde sig de fem planeterna i intrikata mönster mellan dem.

När man i tidiga högkulturer började skriva ner och bevara sina observationer kunde regelbundenheterna sammanfattas i alltmer avancerade matematiska föreskrifter. Mycket länge var all astronomi sådan ”positionsastronomi”.

Inte förrän Isaac Newton (1642-1727) i sitt verk Principia2 från 1687 slagit fast att samma enkla naturlagar gällde på jorden som i det övriga universum kunde man på allvar börja begrunda himlakropparnas fysiska natur. Jorden blev en planet bland andra, och astronomerna kunde så småningom visa att stjärnorna var solar, lika vår egen.

Sökande efter en världsbild Utvecklingen sedan dess har varit häpnadsväckande, men i grunden står vi fortfarande med blicken mot himlen och försöker få något sammanhang i vad vi ser. Astronomi är ett sökande efter en världsbild som kan upplysa oss om vår egen plats i ett allt större universum. Vi fascineras av frågor om universums storlek och om dess ändlighet eller oändlighet. Och framför allt frågar vi oss om vi är ensamma om att fundera över detta. Det mest fascinerande är att vi successivt får svar på våra frågor. Världen är möjlig att förstå, om än hela tiden med nya obesvarade frågor bortom horisonten. Frågan om liv utanför jorden är gammal, men vi börjar nu faktiskt få möjligheter att kunna svara på den.

2 Dess fulla titel är Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica, latin för ”Naturfilosofins matematiska princier”

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 19

19

12/06/12 1:25 PM

Vad vi ser i universum Varje bild av universum är temporär, och bygger liksom all vetenskap på en mödosam kombination av observation och teori till en sammanhängande helhet. I ett astrobiologiskt perspektiv vill vi kanske koncentrera oss på stjärnor och planeter, men vi måste också infoga dem i sitt större sammanhang.

Det större sammanhanget är dels rumsligt, så att vi börjar med det största, och arbetar oss mer och mer ner i detaljer. Planeter är i universums måttstock bara småskräp, och vi träffar därför inte på dem förrän i slutet av avsnittet. Vi måste också beakta sammanhang i tiden, universums och alla dess delars utvecklingshistoria. Ljusets ändliga hastighet är både till stor hjälp och till stort besvär. Vi kan i någon mening lätt se bakåt i tiden (genom att se långt ut i rymden), men vi kan av samma orsak inte se hur universum i stort ser ut just nu.

Det har krävts ständigt omprövade teorier och stor tankemöda för att komma fram till den bild vi presenterar här.

Det allra största – kosmologi Inom kosmologin studeras universum som helhet. Dess ambitiösa mål är att beskriva universums förflutna, förklara dess nutida tillstånd, samt förutsäga dess framtid. Målet verkar extra svårt att uppnå eftersom kosmologin i motsats till andra vetenskapsgrenar bara har ett enda universum att studera. Hoppet står till att finna naturlagar som förklarar varför det måste se ut just som det gör. Inom kosmologin betraktas universum i ett storskaligt perspektiv, där de minsta enskilda objekt som behandlas är galaxer.

Den kosmologiska principen innebär att universum, statistiskt sett, ser likadant ut för alla observatörer i kosmos. Principen motiveras av det kopernikanska antagandet att vi inte befinner oss i någon privilegierad position i kosmos. Om universum är isotropt – lika i alla riktningar – sett från varje observatörsposition är det således även homogent. Antagandet om homogenitet innebär att en tillräckligt stor volym har samma genomsnittsdensitet, oavsett var i universum den är belägen. Densiteten kan dock, som vi ska se nedan, variera drastiskt med tiden.

Under lång tid var kosmologin ett mycket teoretiskt forskningsfält som dominerades av formulering och analys av matematiska modeller för universum.

Nästan alla sådana kosmologiska modeller byggde på den av Albert Einstein (1879-1955) formulerade allmänna relativitetsteorin. Ett av de viktigaste koncept som introduceras i denna är att rummets tre dimensioner och tidsdi-

20

9789147099238b1-352s.indd 20

12/06/12 1:25 PM

mensionen generaliseras till en fyrdimensionell rumtid. Gravitation motsvarar i detta matematiska språk en krökning av rumtiden. Man kunde formulera många olika modeller, innehållande ett antal fria parametrar som måste bestämmas observationellt, men observationerna var få och osäkra.

Hubbles lag och stora smällen Ett grundläggande faktum som etablerades på 1930-talet är att universum tycks expandera likformigt. Galaxer uppvisar en rödförskjutning av sitt elektromagnetiska spektrum som är proportionell mot deras avstånd. Detta visades ursprungligen av Edwin Hubble och sambandet benämns numera Hubbles lag. Klassiskt sett är rödförskjutningen orsakad av, och proportionell mot, objektets hastighet längs synlinjen (dopplereffekten). Avlägsna galaxer tycks alltså röra sig bort från oss med en hastighet som ökar med avståndet. Detta är konsistent med den kosmologiska principen, eftersom det är just vad man bör observera i ett expanderande, homogent och isotropt universum. Men expansionen skulle kunna ha en början eller inte, och dess hastighet skulle kunna ändras med tiden på olika sätt, och de observationer av avlägsna galaxer som krävdes var svåra och fåtaliga.

Ett fundamentalt genombrott kom när man på 1960-talet upptäckte en svag radiostrålning i mikrovågsområdet. Den tycktes infalla helt likformigt från alla håll, och kunde därför ha kosmologiskt ursprung. Det visade sig att just en sådan kosmisk mikrovågsbakgrund förutsades av de modeller där universums expansion hade en våldsam start. Denna början i en extremt tät och het situation kallar vi nu stora smällen (eng. big bang), och den ingår i någon form i alla kosmologiska teorier.

Den kosmiska mikrovågsbakgrunden motsvarar utstrålningen från en ”svart kropp” med temperatur 2,73 K, vilket elegant förklaras i modeller av stora smällen. Strålning som ursprungligen utsändes av gas med temperaturen 3 000 K har genom universums expansion rödförskjutits med en faktor 1 000, till mindre än 3 K. Temperaturen 3 000 K motsvarar den temperatur universum hade svalnat till då det för första gången blev genomskinligt för strålning. Detta skedde när fria elektroner och protoner några hundra tusen år efter stora smällen kunde börja bilda väteatomer. Hubbles lag beskriver en linjär expansion av universum, och från proportionalitetskonstantens värde kan vi bestämma en formell ålder för universum. Enligt moderna observationer inträffade stora smällen för ca 13,7 miljarder år sedan, men varken siffran i sig eller själva tidsbegreppet är riktigt väldefinierad.

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 21

21

12/06/12 1:25 PM

BILD 2:3 Intensitetsfördelningen som funktion av frekvens (vågtal) i den kosmiska bakgrundsstrålningen följer exakt den teoretiska kurvan för en svart kropp med temperatur 2,73 K.

Något som i grunden har förändrat kosmologin är också nödvändigheten att ta hänsyn till vad som händer på mikroskopisk nivå. Modeller av stora smällen ger en utmärkt förklaring av den ursprungliga grundämnessyntesen. Kortfattat kan sägas att det första grundämnet, väte (1H) bildas efter ungefär en sekund, medan slutprodukterna efter någon minut är, förutom väte, helium (4He), samt mycket små mängder deuterium (2H), helium-3 (3He), litium (7Li, 6Li) och beryllium (7Be). Efter denna tidpunkt sker ingen ytterligare kosmologisk grundämnessyntes, då temperatur och densitet faller snabbt. Proportionerna mellan dessa ursprungligt producerade grundämnen stämmer utmärkt med observationerna. För att förstå vad som hände i ännu tidigare skeden i universums historia krävs grundforskning inom partikelfysiken, och vi kan lite löst säga att varje ny generation av partikelacceleratorer har fört oss närmare stora smällen.

Mörk materia och mörk energi Så långt verkade allt gott och väl, men på 1990-talet började man finna bevis för att universums expansion inte (som man kunde ha väntat sig) var konstant eller på väg att avstanna, utan tvärtom verkade accelerera. Det finns nu ett stort observationellt stöd för denna acceleration (vars upptäckare Nobelprisbelönades 2012) och den sägs vara orsakad av mörk energi, även om det ännu är oklart hur. Ur detaljobservationer av den kosmiska bakgrundsstrålningen,

22

9789147099238b1-352s.indd 22

12/06/12 1:25 PM

BILD 2:4 En bild (hela himlen) av bakgrundsstrålningens nätt och jämnt mätbara intensitetsvariationer. Skillnaden mellan de röda och mörkblå områdena ligger på nivån hundradels procent. Vinkelstorleken på de tydliga strukturerna ger fundamentala upplysningar om universums storskaliga geometri.

i kombination med partikelfysiska teorier, visar det sig att den mörka energin måste vara den dominerande kraften i universum. Det måste dessutom finnas stora mängder av lika svårbegriplig mörk materia, vilken bara växelverkar via sin gravitation, men annars är helt oobserverbar.

I en aktuell kosmologisk standardmodell består 70 % av universums totala energi av mörk energi, 25 % av mörk materia, medan all vanlig (”baryonisk”) materia utgör mindre än 5 %. Hela det universum vi ser, från planeter till supertunga svarta hål är alltså bara lite dekoration på en dominerande gravitationell bakgrund som styr utvecklingen. Det vi vet om den mörka materien är att den inte innehåller baryoner och att den inte sänder ut någon elektromagnetisk strålning.

Fysiker och astronomer väntar med spänning på de insikter som kan komma från den stora partikelacceleratorn Large Hadron Collider (LHC) vid CERN3, men fortfarande finns det många olika hypoteser om vilken sorts partiklar som kan dominera i den mörka materien. En grundläggande fråga är massan hos partiklarna i fråga, som indirekt bestämmer deras typiska hastigheter (= temperatur). Mycket lätta partiklar, som neutriner, skulle röra sig med (nästan)

3 CERN (Organisation Européenne pour la Recherche Nucléaire), är världens största partikelfysiklaboratorium, beläget nära Genève i Schweiz, på gränsen till Frankrike.

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 23

23

12/06/12 1:25 PM

BILD 2:5 Två galaxer som kommit så nära varandra att de drastiskt deformeras.

Så småningom kommer de att utvecklas till en enda större galax.

ljusets hastighet, och man talar då om hot dark matter (HDM). Det verkar dock som om förutsägelserna från teorier om HDM stämmer dåligt med det observerade universum, medan de snarare favoriserar någon form av cold dark matter (CDM) med tyngre partiklar. Även här finns det problem, och verkligheten är troligen inte så enkel.

De första galaxerna Den mörka materien har, liksom all annan massa, gravitation. Genom sin dominerande massa har den mörka materien också ett dominerande gravitationellt inflytande på universum i stort. Detta märks särskilt när det gäller bildandet av de första stjärnorna och de första galaxerna. Om man antar en CDM-modell bör stjärnor och stjärnhopar ha bildats först, för att sedan slå sig ihop till mindre galaxer som i sin tur slår sig ihop till större. En ”första generation” av tunga stjärnor bör ha bildats kring förtätningar i den mörka materian. Tidigt verkar också enorma svarta hål ha bildats, kring vilka mer normal stjärnbildning kunde ske.

På detta sätt skulle vi få de första galaxerna, var och en med ett supertungt svart hål i centrum. Vad vi ser observationellt är att ett stort antal galaxer hunnit bildas redan ungefär 700 miljoner år efter stora smällen och att de tycks

24

9789147099238b1-352s.indd 24

12/06/12 1:26 PM

bilda stjärnor i snabb takt. Vi ser däremot inga riktigt stora galaxer vid denna tidiga epok, utan det verkar som de jättesystem vi ser nu har byggts upp genom successiva kollisioner.

Galaxer förekommer ofta i större grupper, hopar eller superhopar, och i de tätare hoparna är det oundvikligt att de växelverkar kraftigt med varandra. Även i de tätaste centrala områdena av en galax ligger stjärnorna med normala mått glest. Det betyder att när galaxer kolliderar så passerar de rakt igenom varandra. De enskilda stjärnorna kolliderar nästan aldrig, utan det är bara gravitationsfältet som ändras så att de får nya banor. Den gas som också finns i galaxerna kolliderar dock fysiskt, och i de resulterande chockvågorna kan man få kraftig ny stjärnbildning.

Galaxer av många slag En galax består enligt vårt nuvarande synsätt först och främst av en stor mängd osynlig mörk materia. Inbäddad i den mörka materian finns sedan den synliga galaxen, med gas, stoftpartiklar och (mest) stjärnor.

Det finns två huvudtyper av galaxer, elliptiska och spiraler. Spiralgalaxer har gott om gas och stoft i en snabbt roterande tunn skiva. I denna pågår stjärnbildning, och stjärnbildningsområdena tycks bilda mer eller mindre tydliga spiralmönster. Stjärnorna i skivan rör sig i närmast cirkulära banor runt galaxens centrum. Deras omloppshastigheter bestäms dels av avståndet från centrum, dels av mängden massa ”innanför” stjärnan i galaxen. Om man bara tar hänsyn till den massa man kan se borde stjärnorna längre från centrum röra

BILD 2:6 Edwin Hubbles klassiska morfologiska indelning av galaxer i elliptiska (t.v.) samt vanliga spiraler (uppe t.h.) och stavspiraler (nere t.h.).

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 25

25

12/06/12 1:26 PM

sig långsammare än de längre in, liksom en yttre planet rör sig långsammare kring solen än en inre. Observationer i en mängd spiralgalaxer visar dock att rotationshastigheterna knappast alls avtar utåt, vilket bara kan förklaras av gravitationen från den mörka materian.

De elliptiska galaxerna saknar stoft och gas och har ingen tydlig rotation.

Stjärnornas olika banor bygger upp en ellipsoidisk stjärnfördelning, ytligt sett likt det stjärntäta centralområdet i en spiralgalax. Det finns mellanformer, men också en stor mängd irreguljära galaxer. Framför allt finns det många olika storlekar på galaxer, från de allra största ner till dvärggalaxer som knappast är större än de klothopar som omger många större galaxer. Vid varje tidpunkt i universums historia finns det många fler små än stora galaxer, men de största blir allt större allteftersom tiden går. De flesta riktigt stora galaxer är elliptiska, vilka troligen bildats genom många successiva sammanslagningar. Dessa kollisioner har förstört eventuella spiralskivor och bildat stjärnor av det mesta av gasen.

Vintergatan – vår hemgalax Vi är förstås mest hemmastadda i vår egen stora spiralgalax, Vintergatan.

Den bildar tillsammans med två andra stora spiraler och ett trettiotal mindre galaxer det man brukar kalla Lokala galaxgruppen. De två största galaxerna i Lokala galaxgruppen, Vintergatan och Andromedagalaxen, har vardera ett antal satellitgalaxer som på sikt kommer att uppslukas. De två stora är också på kollisionskurs med varandra, och kommer om ett antal miljarder år att börja blanda ihop sina stjärnor.

Men för mänskligt sett överskådlig tid kan vi betrakta Vintergatan som en stabil galax med tre grundkomponenter: bulb, skiva och halo. Den centrala bulben består mest av gamla stjärnor och är utdragen till en s.k. stav. Stjärntätheten ökar kraftigt in mot mitten, och precis i Vintergatans centrum ligger, liksom i de flesta större galaxer, ett supertungt svart hål. Genom att studera hur stjärnorna nära hålet rör sig, har man kunnat bestämma dess massa till 4 miljoner gånger solens. I Vintergatans skiva rör sig stjärnorna i relativt cirkelformade banor runt galaxens centrum, medan rörelserna vinkelrätt mot skivan är små. Skivan blir därför just en skiva, mycket tunnare än den är bred.

Halon är hela det relativt klotformiga området med kanske 10 biljoner solmassor mörk materia, men där finns också en del gamla stjärnor och klothopar.

Eftersom antalet stjärnor växer kraftigt ju ljussvagare och mer svårobserverade de är, är det nästan omöjligt att säga hur många stjärnor det finns i Vintergatan.

26

9789147099238b1-352s.indd 26

12/06/12 1:26 PM

Pe en m ar re Ytt

rs

eu

Or

s-

ar

ion s

me

Gal akt isk a s tav en

n rme s-a u i ar

rmen rus-a tau en –C um Norma-arm en

Sa git t

Sc ut

Solen

spor re

n

BILD 2:7 Idealiserad bild av Vintergatan, baserad på de observationer vi kan göra från vår plats i skivan.

Siffran 200 miljarder som ofta nämns är säkert en underskattning, men den ger en uppfattning om storleksordningen. Likaså är det svårt att säga hur stor Vintergatans skiva är, men diametern är minst 100 000 ljusår och tjockleken några få tusen. Den centrala staven är kanske 12 000 ljusår tjock, men över 25 000 ljusår lång. Halon av mörk materia är många gånger större än den synliga galaxen, men densiteten avtar hela tiden utåt så att det blir svårt att säga var den tar slut.

Solen ligger ungefär 25 000 ljusår från Vintergatans centrum. Den gör ett varv kring detta på omkring 200 miljoner år, trots en fart av omkring 240 km/s. Solen ligger också nästan precis i Vintergatans symmetriplan, vilket innebär att det finns mängder av skymmande interstellära moln när vi observerar i vintergats-

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 27

27

12/06/12 1:26 PM

planet. I synligt ljus kan vi nästan ingenstans i planet se längre än 10 000 ljusår.

Detta hade till följd att man i början av 1900-talet hade illusionen att vi befann oss nära Vintergatans centrum. Att vi vet något alls om Vintergatans verkliga centrum beror på att radiovågor och långvågigt infrarött ljus kan tränga igenom molnen. Det är t.ex. genom avancerade infrarödobservationer som man har kunnat följa hur enskilda stjärnor rör sig runt det svarta hålet i Vintergatans centrum.

Vintergatan har troligen börjat byggas upp redan kort tid efter stora smällen. I halon finns något hundratal klothopar med hundratusentals stjärnor i varje. Dessa stjärnor är åtminstone 12 miljarder år gamla och bland de äldsta i Vintergatan. Sedan finns det stjärnor av alla åldrar, och många av dem har lyst stabilt i miljarder år.

Just denna långsiktiga stabilitet hos stjärnorna är en grundsten när det gäller diskussioner om liv utanför jorden. Det dröjde till 1930-talet innan man kunde förklara hur solen kunnat producera energi under de miljarder år som livets utveckling har krävt, men vi har nu en god bild av stjärnornas liv från födelse till död.

Stjärnor – stora och heta gasklot En stjärna är fysikaliskt sett ganska enkel. En tillräckligt stor gasmassa drar under sin egen gravitation ihop sig till sfärisk form. När gasen komprimeras stiger temperaturen ända tills det resulterande gastrycket kan balansera gravitationen och jämvikt råder. För typiska stjärnmassor betyder det temperaturer på flera miljoner grader, och det är oundvikligt att en stor mängd energi strålar ut från stjärnans yta i form av elektromagnetisk strålning – huvudsakligen ljus. För att balansera energiförlusten tänkte man sig under 1800-talet att stjärnan måste fortsätta att långsamt krympa, och att den utstrålade ljusenergin helt enkelt var frigjord potentiell energi. När man räknade kvantitativt fann man dock att solen då skulle krympa så fort att den måste vara mycket yngre än jorden.

Lösningen på denna paradox kom först när man med kvantmekanik och kärnfysik kunde visa att stjärnornas energi kommer från kärnreaktioner. I solens centralregioner omvandlas varje sekund 600 miljoner ton väte till 596 miljoner ton helium. Fyra miljoner ton i försvunnen massa har enligt formeln E = mc2 (där E står för energi, m massa och c ljusets hastighet i vakuum) omvandlats till nog energi att täcka energiutstrålningen från ytan. Och 4 miljoner ton i sekunden är i solens måttstock nästan försumbart. Det motsvarar mindre än en tiotusendel av solens massa på en miljard år.

28

9789147099238b1-352s.indd 28

12/06/12 1:26 PM

Mest väte och helium I stora smällen bildades grundämnena väte och helium samt mycket små mängder litium och beryllium. Efter de första minuterna bestod universum av ca 75 % väte och 25 % helium. Alla tyngre grundämnen har bildats senare inuti stjärnor. Via supernovaexplosioner och mer normal utkastning av massa har de sedan spritts ut i gasen mellan stjärnorna. Halten av tyngre grundämnen ökar på detta sätt för varje ny stjärngeneration, men även nybildade stjärnor har sällan mer än 3 % totalt av grundämnen tyngre än helium. I astronomisk jargong kallas alla dessa tyngre grundämnen (missvisande) för metaller.

De tyngre grundämnena har ingen avgörande inverkan på stjärnans struktur, utan den fundamentala parameter som i huvudsak bestämmer en stjärnas egenskaper är dess massa. Grovt sett kan vi säga att stor massa ger heta, ljusstarka och kortlivade stjärnor. Liten massa ger tvärtom kalla, ljussvaga men långlivade stjärnor. Normalt bildas fler lätta än tunga stjärnor, och vi kan hårdraget säga att stjärnor som är avsevärt lättare än solen bildar en stor osynlig majoritet. När vi ser på stjärnhimlen med blotta ögat är det bara en liten minoritet av tunga och ljusstarka stjärnor som syns.

Spektraltyper – stjärnornas streckkoder Det är med hjälp av spektralanalys vi kan observera de fysikaliska förhållandena på avlägsna stjärnor. När man delar upp stjärnljuset i sina olika färger får man dels en bred fördelning, dels ett karakteristiskt mönster av smala och mörka absorptionslinjer. Varje grundämne kan ge upphov till ett stort antal sådana spektrallinjer. Men vilka av dem som blir starka beror mest av temperaturen i stjärnans ytlager. Man får därför en grundläggande sekvens av spektraltyper bestämda av temperaturen, medan variationer i metallhalt märks mycket mindre.

De mycket heta O-stjärnorna kan ha yttemperaturer över 30 000 K, och det mesta av deras strålning ligger i det ultravioletta området. Solen är av spektraltyp G2, vilket motsvarar en yttemperatur kring 6 000 K. Vårt öga är maximalt känsligt för just de våglängder som solen utstrålar mest av, vilket förstås är vad vi väntar oss av evolutionen. Kalla stjärnor av typ M strålar mest i infrarött, och vid temperaturer ner mot 2 800 K får man starka absorptionslinjer även av en del molekyler.

Det krävs noggranna detaljstudier av spektrallinjerna för ett visst ämne för att bestämma ämnets ymnighet i stjärnans atmosfär. De relativa förekomsterna av olika grundämnen följer i stort sett en genomsnittskurva, och man nöjer

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 29

29

12/06/12 1:26 PM

4000

5000

6000

7000

Våglängd (Å)

BILD 2:8 Spektraltyper. I synligt ljus består ett typiskt stjärnspektrum av ett kontinuum genomdraget av mörka absorptionslinjer. Linjemönstren klassificeras i spektraltyper, vilka här grupperats från heta O-stjärnor överst till kalla M-stjärnor nederst.

sig ofta med att ange ett medelvärde för metallhalten där man låter solens 2 % vara normen. Av särskilt intresse är att hitta stjärnor med extremt lågt metallinnehåll, på nivån hundratusendelar av halterna i solen. Dessa bör då vara mycket gamla, från en tid då inte mycket tunga grundämnen hunnit bildas.

Detaljstudier av spektrallinjer kan också visa på magnetisk aktivitet, liksom på detaljer i atmosfärens rörelser.

Radialhastigheter – avslöjar rörelser på långt håll Framför allt kan man via dopplereffekten bestämma en stjärnas hastighet mot oss eller från oss. Genom att noggrant mäta spektrallinjernas våglängder kan man se om de är längre eller kortare än normalt. En liten förskjutning mot blått (kortare våglängd) betyder att stjärnan rör sig mot oss, och tvärtom med en rödförskjutning. För studier av stjärnornas rörelser i Vintergatan är en noggrannhet på någon km/s fullt tillräcklig. Även detta kräver dock att våglängderna mäts på en hundratusendel när. Noggrannhetskraven har i och med sökandet efter exoplaneter höjts drastiskt, och det gäller nu snarare att mäta hastigheter av storleksordningen m/s.

Längre än så kommer man knappast, eftersom de storskaliga rörelserna i stjärnans atmosfär är så stora och variabla att man har svårt att definiera nå-

30

9789147099238b1-352s.indd 30

12/06/12 1:26 PM

got medelvärde som skulle gälla stjärnan som helhet. En grundläggande och mycket praktisk egenhet hos radialhastigheter är att de kan bestämmas helt oberoende av objektets avstånd från oss. (En rörelse i ”sidled” blir succesivt mindre och mindre uppenbar ju längre bort det observerade befinner sig.)

Stjärnornas ljusstyrkor – verkliga och skenbara Vi kan lätt mäta en stjärnas skenbara ljusstyrka som den syns på himlen, eller apparent magnitud som det kallas. Magnitudsystemet är ett arv från antiken, där de ljusaste stjärnorna sades vara av första magnituden och de svagaste av sjätte. Numera låter vi en skillnad på fem magnituder motsvara precis en faktor 100 i ljusstyrka, och får så en logaritmisk skala där svaga stjärnor får höga magnitudvärden. En stjärna av magnitud 16 är tiotusen (100 ∙ 100) gånger svagare än en av magnitud 6, och en av magnitud 26 hundra miljoner gånger svagare. De ljusaste himlakropparna får negativa magnitudvärden, så att fullmånen ligger kring –12 och solen vid –26.

En stjärnas verkliga ljusstyrka, den absoluta magnituden, definieras som den apparenta magnitud den skulle ha på standardavståndet 10 parsec, ca 33 ljusår, från solen. För att bestämma den absoluta magnituden för en stjärna måste man alltså känna avståndet till den, vilket kräver avancerade mätningar. Men omvänt, om man känner den absoluta magnituden kan man lätt bestämma avståndet med hjälp av den uppmätta apparenta magnituden.

Stjärnfärger – mått på temperatur Från början var alla magnituder ”visuella”, dvs. relaterade till ögats känslighet, medan man numera definierar magnituder i en mängd olika våglängdsområden. Om man mäter en stjärnas magnitud både vid en kortare våglängd och vid en längre motsvarar skillnaden i magnitud ett förhållande mellan ljusstyrkan vid de båda våglängderna. Detta är i någon mening en färg, och också ett mått på temperatur. En ”blå” stjärna har mer blått än rött ljus i sitt kontinuum, eftersom temperaturen är högre. En ”röd” stjärna är på motsvarande sätt kalllare. Det finns därmed också en direkt relation mellan spektraltyp, färg, och temperatur, och i beskrivningen av HR-diagrammet här nedan kan de ersätta varandra.

Färg plus absolutmagnitud – astronomins viktigaste diagram När dansken Ejnar Hertzsprung (1873-1967) och amerikanen Henry Norris Russell (1877-1957) i början av 1900-talet började sammanställa de få obser-

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 31

31

12/06/12 1:26 PM

vationer man då förfogade över, visade det sig att det fanns ett starkt samband mellan en stjärnas spektraltyp och dess absoluta ljusstyrka. Ett helt fundamentalt hjälpmedel i alla diskussioner om stjärnor och stjärnutveckling är sedan dess det s.k. Hertzsprung–Russell-diagrammet (HR-diagrammet).

På en horisontell axel avsätter man ett mått på temperaturen (med heta stjärnor till vänster), och på den vertikala den absoluta magnituden (med ljusstarka stjärnor uppåt). Det visar sig då att stjärnorna lägger sig på en huvudserie från heta, blå och ljusstarka stjärnor uppe till vänster i diagrammet till kalla, röda och ljussvaga stjärnor nere till höger. Med dagens kunskap inser vi att detta helt enkelt visar läget för stabilt lysande stjärnor av olika massa.

En stjärna kan, som vi sett, lysa mycket länge genom att omvandla väte till helium, men förr eller senare tar vätet i centrum slut. Då börjar en process mot mer

Temperatur/Spektraltyp 30 000 K 10 000 K

O

B

7 500 K

A

6 000 K

F

5 000 K

4 000 K

3 000 K

K

G

M

Luminositet

Absolut magnitud

Ia

100 000

Superjättar

10 000

Ib

-5

II Ljusa jättar

1 000

III Jättar 100

0

10

IV Subjättar

1

+5

Solen

0,1

Huvudserien (V)

0,01

+10

0,001 0,0001

+15

Vita dvärgar 0,00001

0,0

+0,5

+1,0

+1,5

+2,0

Färg (B–V) BILD 2:9 Schematiskt HR-diagram som visar hur majoriteten av stjärnorna ligger längs huvudserien (V) eller jättegrenen (III). Man inför ofta även luminositetsklasserna I (superjättar), II (ljusa jättar) och IV(subjättar) där stjärnor kan befinna sig under kortare utvecklingsfaser. De flesta stjärnor slutar sitt liv som ljussvaga vita dvärgar.

32

9789147099238b1-352s.indd 32

12/06/12 1:26 PM

dramatiska stadier av utvecklingen. Sådana äldre stjärnor finner vi då på andra ställen än huvudserien i HR-diagrammet. Stjärnan har vid varje tidpunkt en viss temperatur och en viss ljusstyrka, och kan alltid inplaceras i HR-diagrammet.

Utvecklingen kan koncist beskrivas genom det utvecklingsspår som stjärnan genomlöper i diagrammet. Ett HR-diagram för ett godtyckligt urval av ljusstarka stjärnor visar förutom huvudserien en ansamling av så kallade röda jättestjärnor, absolut ljusstarka men svala, och det är relativt lätt att från ett spektrum skilja på en sval (ljussvag) huvudseriestjärna och en lika sval, men mycket ljusstarkare jättestjärna.

Stjärnor föds ur gas- och stoftmoln Det är svårt att teoretiskt beskriva alla relevanta processer som får ett interstellärt moln att kollapsa och bilda stjärnor. De allra tyngsta stjärnorna har en massa omkring 100 gånger solens. Åt andra hållet har vi en gräns vid ca 8 % av solens massa där temperatur och tryck i stjärnans centrum blir för låga för att vätekärnor ska kunna slå ihop sig till heliumkärnor. Vid stjärnbildningen får man dock också en stor mängd lättare objekt som bara kan producera energi genom att dra sig samman. Dessa s.k. bruna dvärgar svalnar snabbt, och vi kan bara observera dem när de är relativt nybildade.

Nybildade stjärnor ligger djupt inbäddade i de moln de har fötts ur, och kan bara observeras i infrarött ljus som kan tränga igenom molnen. Vi vet därför ännu ganska lite om stjärnbildning, medan det både observationellt och teoretiskt är lättare att beskriva den följande utvecklingen. Denna ser olika ut för olika massor och olika kemisk sammansättning, men för de flesta stjärntyper har man en god förståelse och kan beräkna teoretiska utvecklingsspår.

Tunga stjärnor – ljusstarka och kortlivade För att exemplifiera stjärnutvecklingen kan vi först välja en stjärna med mer än tio gånger solens massa. Den lyser intensivt på huvudserien, vilket innebär att vätet i centrum tar slut efter några få miljoner år. Kärnan kontraherar och temperaturen blir så hög att även tyngre grundämnen kan bildas. Samtidigt blir atmosfären svalare, men den expanderar till kanske hundra gånger sin tidigare storlek, så att ljusstyrkan fortsätter att vara extrem. I detta stadium kallas stjärnan för röd superjättestjärna och fusionsreaktionerna bildar allt tyngre grundämnen.

Enligt kärnfysikens lagar upphör dock fusionen att producera energi när järnkärnor har bildats och stjärnan kollapsar plötsligt i en väldig explosion,

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 33

33

12/06/12 1:26 PM

en supernova. Kvar i centrum finns en så kallad neutronstjärna med materia tätt packad som i en atomkärna, så att en massa stor som solens får plats inom en mils radie. För de allra tyngsta stjärnorna kan kollapsen bli ännu mer fullständig, så att man i centrum får ett svart hål.

Medelstora stjärnor – solens framtid En stjärna liknande solen tillbringar däremot flera miljarder år på huvudserien, men expanderar så småningom till ett första stadium som röd jätte. Efter en period med mindre radie och heliumförbränning nås det sista jättestadiet där stjärnan omvandlar helium till kol. Den är nu instabil, med stora ljusvariationer och stor förlust av massa. Alltmer av den tunna atmosfären kastas ut så att stjärnans heta och kompakta kärna till sist blir synlig. Efter det sista stadiet av massförlust kan man se den utkastade gasen som ett lysande skal kring kärnan.

Av historiska skäl kallas en stjärna i detta stadium – mycket oegentligt – för planetarisk nebulosa, och det utkastade gasskalet har ofta en fascinerande och vacker struktur. Gasskalet sprids ut i rymden, och den heta kärnan observeras nu som en vit dvärgstjärna. Denna innehåller fortfarande en stor del av stjär-

BILD 2:10 Eskimå-nebulosan. Typisk planetarisk nebulosa, med komplicerade gasskal kring en het centralstjärna.

34

9789147099238b1-352s.indd 34

12/06/12 1:26 PM

nans massa, men är inte större än jorden. När den under miljarder år sedan svalnar blir den en alltmer osynlig svart dvärg. Kärnan är så hoppressad att den inte längre hålls uppe av normalt gastryck utan av kvantmekaniska effekter, och den behåller därför sin storlek oberoende av temperaturen.

Lätta stjärnor – den tysta majoriteten De allra vanligaste stjärnorna, slutligen, har massor som kanske bara är ett par tiondelar av solens. De lyser mycket svagt, och är svåra att över huvud taget observera. Ändå utgör de faktiskt det dominerande massbidraget för en galax innehåll av stjärnor. Deras utveckling sker också mycket långsamt. De kommer att ligga kvar på huvudserien som röda dvärgstjärnor i hundratals miljarder år, långt efter att all ny stjärnbildning upphört i galaxerna.

De flesta stjärnor är dubbla Ett intressant faktum är också att stjärnor ofta bildas i par. De två stjärnorna rör sig periodiskt i ellipser kring sin gemensamma tyngdpunkt, men perioderna varierar drastiskt. För stjärnor som nästan sammansmälter kan omloppstiden

BILD 2:11 Artistisk bild av en trång dubbelstjärna omgiven av en gas- och stoftskiva.

KAPITEL 2: GRUNDLÄGGANDE ASTRONOMI

9789147099238b1-352s.indd 35

35

12/06/12 1:26 PM

vara några få timmar, medan par som nätt och jämnt håller ihop kan ta en miljon år på sig för ett varv. Man kan också ha hierarkier, där en eller båda komponenterna i ett par var och en är ett mer kortperiodiskt par.

Om man räknar alla inbördes avstånd är dubbel- och multipelsystem faktiskt betydligt vanligare än enkelstjärnor. Stjärnorna i ett glest par påverkar knappast varandras utveckling, men de sätter förstås gränser för vilken sorts planetsystem man kan få kring vardera komponenten. I tätare par kan massa överföras mellan stjärnorna och ge upphov till nya intressanta fenomen. Stjärnor som ingår i dubbelsystem är också de enda där man direkt kan mäta deras massor. Eftersom den inbördes gravitationspåverkan beror av stjärnornas massor relateras dessa enkelt till omloppsperioder och banstorlekar.

Stjärnhopar – genvägar för ålders- och avståndsbestämning Stjärnor, enkla eller multipla, bildas oftast i grupper, stjärnhopar, ur ett större interstellärt moln. De flesta stjärnhopar upplöses sedan efter några hundra miljoner år, och stjärnorna sprids ut i galaxen. Bara mycket stora och kompakta hopar (klothopar) kan överleva i många miljarder år.

BILD 2:12 En s.k. klothop kan innehålla hundratusentals stjärnor och ha en ålder högre än 10 miljarder år.

36

9789147099238b1-352s.indd 36

12/06/12 1:27 PM

9789147099238b1-352s.indd 2

12/06/12 1:24 PM

en inledande kurs på universitetsnivå. Den kräver dock inga särskilda för-

BJÖRN STENHOLM (red.)

Denna lärobok är en introduktion till ämnet astrobiologi och är lämplig för kunskaper och kan därför läsas med behållning av alla som är intresserade av astronomi och förutsättningar för liv i universum.

arna för liv på jorden och på andra platser i universum, och hur sådant liv kan påvisas. Inom astrobiologin ryms i stort sett hela det naturvetenskapliga fältet, allt från geologi och hydrologi till biokemi, genetik och medicin. Ämnet sträcker sig även utanför naturvetenskapen, och innefattar etiska och filosofiska frågor.

Tekniken har alltid spelat en stor roll för vår förmåga att se och undersöka företeelser på jorden, på andra himlakroppar i solsystemet och vid avlägsna stjärnor. De tekniska framstegen har gjort att vi nu på allvar har möjlighet

Astrobiologi

Astrobiologi är ett tvärvetenskapligt ämne som undersöker förutsättning-

att utforska ett universum som kanske är fullt av liv. Teleskop hittar jordliknande planeter runt fjärran stjärnor, rymdsonder mäter och väger kemiska föreningar på solsystemets himlakroppar och på ritbordet planeras instrument som kan upptäcka livets molekyler på planeter i andra solsystem.

Astrobiologin har alla förutsättningar att bli en dominerande del av astronomin under 2000-talet. Denna bok ger dig en möjlighet att se var vi står idag och tillsammans med tolv ledande svenska astronomer och astrobiologer

BJÖRN STENHOLM (red.)

blicka mot framtiden.

Astrobiologi Best.nr 47-09923-8 Tryck.nr 47-09923-8

9789147099238c1s.indd 1-3

12/06/12 1:40 PM