Alheimurinn
Nifteindastjörnur

Nifteindastjörnur

  • nifteindastjörnur, tifstjörnur
    Nifteindastjarnan B1509.

Nifteindastjarna er leif af sprengistjörnu af gerð II, gerð Ib eða gerð Ic. Slíkar stjörnur eru næstum eingöngu úr nifteindum. Nifteindastjörnur eru geysilega heitar og er einsetulögmál Paulis það eina sem kemur í veg fyrir frekara þyngdarhrun. Venjulega nifteindastjarna er á bilinu 1,35 til 2,1 sólmassar og aðeins rúmlega 10 km í þvermál.

Þegar stjörnur enda ævi sína skilja þær eftir sig minnisvarða sem skarta öfgakenndustu aðstæðum sem eðlisfræðin hefur upp á að bjóða. Þegar stjarna deyr og þeytir burt sínum ytri lögum getur leifin fallið í einn af þremur eftirfarandi flokkum:

Leif
Massi (sólmassar)
Massi móðurstjörnu
Hvítur dvergur
0,1 - 1,4 Msól
innan við 8 Msól
Nifteindastjarna
1,4 - 3 Msól
8 - 25 Msól
Svarthol
meira en 3 Msól
meira en 25 Msól

Hvers konar furðuverk er nakinn kjarni sólstjörnu sem endað hefur ævi sína? Massi móðurstjörnunnar ræður örlögunum. Hvað gerist ef meiri massa er mokað yfir á hvítan dverg þ.a. markmassa Chandrasekhars næst (1,4Msól)? Á fjórða áratug síðustu aldar veltu tveir vísindamenn, Fritz Zwicky og Walter Baade, fyrir sér hvort svo hrikalegan þrýsting væri einhvers staðar að finna í náttúrunni að frumeindir féllu saman í kjarneindir. Frumeindir eru að mestu tómarúm, rafeindir sem hringsóla umhverfis kjarna úr róteindum og nifteindum. Sé þjöppun efnisins nægileg getur rafeind sameinast róteind og myndað nifteind og fiseind. Nifteindir, þétt upp við hver aðra veita þýsting sem ætti að geta haldið uppi á móti gríðarsterku þyngdarkrafti og leyft enn eðlisþyngri hnött en hvítan dverg. Slíkir nifteindaklumpar eru kallaðir nifteindastjörnur. J. Robert Oppenheimer og félagar reiknuðu síðar út að jafnvel nifteindirnar gætu ekki haldið uppi endalausum massa og spáðu þannig fyrir um tilvist svarthola. Vísindasamfélagið tók þessum hugmyndum ekki alvarlega og áttu menn bágt með að trúa því að slík eðlisfræðileg skrímsli fyrirfyndust í náttúrunni. Það var ekki fyrr en löngu síðar að menn þurftu að grafa upp hugmyndir þeirra Zwicky og Baade.

1. Uppgötvun

Árið 1967 fann ungur framhaldsnemi í stjarneðlisfræði, Jocelyn Bell, einkennileg útvarpsmerki utan úr geimnum. Útvarpsmerkin komu með reglulegu 1,3373011 sekúndna millibili. Ekkert þessu líkt hafði fundist áður og göntuðust Bell og samstarfsmenn hennar með því að kalla uppsprettuna LGM „little green men“. Þegar merkin héldu áfram að berast með sama millibili svo mánuðum skipti var ljóst að þarna var eitthvað sérkennilegt á ferð. Í kjölfarið fundust fleiri uppsprettur í geimnum tifuðu mjög reglubundið (0,25s - 1,5s) og hlutu því nafnið tifstjörnur (e. pulsar). Hvað var það sem tifaði? Stjörnufræðingar fóru yfir allan listann af þekktum fyrirbærum sem gætu útskýrt tifstjörnur. Einhver stakk upp á útgeislunarstrókum hvítra dverga sem snerust hratt. En vandamálið var að hvítur dvergur sem snerist heilan hring á einni sekúndu myndi rifna í sundur vegna miðflóttakrafta. Tifstjarnan sem fannst í miðri Krabbaþokunni í Nautinu með 0,033 sekúndna snúningstíma myndi tætast í sundur um leið ef um hvítan dverg væri að ræða. Hvítir dvergar voru alltof stórir til að geta snúist 30 hringi á sekúndu! Eitthvað miklu minna og þyngra en hvítur dvergur var þarna að verki. Þekkt var að Chandrasekharmörkin, 1,4 Msól er hámarksmassi hvítra dverga. Talið var að massamestu stjörnurnar næðu einhvern veginn að kasta frá sér öllum aukalegum massa sem kæmi í veg fyrir að farið væri yfir Chandrashekhar-mörkin. Nú þurftu stjörnufræðingar að rifja upp vafasöm fræði nifteindastjarnanna.

2. Myndun

Þegar stjarna framleiðir orku í kjarna sínum myndast þrýstingur sem vinnur gegn þyngdarkraftinum. Ævi stjörnunnar einkennist af togstreitu milli þessara tveggja krafta. Þrýstingur ýtir út á við en þyngdarkrafturinn inn á við. Þegar massamikil sólstjarna verður loks ,,bensínlaus” vegur enginn þrýstingur upp á móti þyngdaraflinu. Miðjan fer í frjálst fall í þyngdarsviðinu. Rafeindaþrýstingurinn sem heldur uppi hvítum dvergum dugir ekki til og frumeindirnar sjálfar (atómin) yfirbugast af allsráðandi þyngdarkraftinum. Kjarni stjörnunnar er í frjálsu falli þangað til kjarneindirnar (nifteindir og róteindir) sitja þétt saman. Allt þetta gerist á örfáum millisekúndum. Þegar fallið stöðvast snögglega myndast höggbylgja út á við sem er einn helsti drifkraftur sprengistjörnunnar sem fylgir í kjölfarið og þeytir ytri lögum stjörnunnar út í buskann. Í þessari miklu samþjöppun efnisins í miðjunni er rafeindunum þröngvað til róteindanna sem hvarfast saman í nifteind og fiseind. Allar fiseindirnar þeytast út á við, þrýsta á höggbylgjuna sem veldur mun öflugri sprengingu en ella. Eftir situr nakinn einmana nifteindaklumpur.

Frumeindir eru að mestu tómarúm, rafeindir sem hringsóla umhverfis kjarna úr róteindum og nifteindum. Þegar öllu er þjappað saman þannig að nánast ekkert tómarúm skilur að nifteindirnar, höfum við þéttustu fyrirbæri alheimsins. Einn sykurmoli af nifteindastjörnuefni myndi vega 400 milljón tonn! Líta má á nifteindastjörnu sem risavaxinn frumeindakjarna með massatöluna 1057. Til samanburðar er þungur úrankjarni aðeins með massatöluna 238. Ástand efnisins í iðrum nifteindastjarna er ekki vel þekkt enda þekkjum við engin sambærileg fyrirbæri. Sumir vísindamenn vilja meina að í miðju þeirra sé súpa af kvörkum þar sem nifteindirnar hafi losnað í sundur. Vegna öfgakennds þyngdarsviðs nifteindastjarna verða vísindamenn að reiða sig á almenna afstæðiskenningu Einsteins. Allir útreikningar verða mjög flóknir en nifteindastjörnur eru hin besta ,,rannsóknarstofa” fyrir kennilega eðlisfræði.

Hugmyndin um myndun nifteindastjarna var staðfest skömmu eftir uppgötvun þeirra. Krabbatifstjarnan svokallaða fannst í miðri Krabbaþokunni aðeins ári eftir að Bell uppgötvaði fyrstu tifstjörnuna. Krabbaþokan er sprengistjörnuleif sem hefur þanist út síðan 1054 þegar björt sprengistjarna birtist á himninum í nautsmerkinu. Tifstjarnan í Krabbaþokunni hefur verið rannsökuð gaumgæfilega og hefur snúningstímann 33 millisekúndur.

3. Tifstjörnur

Viðtekin hugmynd er sú að tifstjörnur (e.pulsar) eru í raun nifteindastjörnur sem snúast líkt og þeytivindur. Nifteindastjörnur snúast hratt smæðar sinnar vegna en þær eru aðeins um 10 km í þvermál. Þetta er afleiðing varðveislu hverfiþungans. Skautadansmær getur snúið sér hraðar með því að draga til sín hendurnar. Það sama á við um stjörnurnar. Þegar stór stjarna sem snýst hægt og rólega er skyndilega minnkuð eykst snúningshraðinn gríðarlega. Ef við smækkuðum sólina niður í stærð nifteindastjörnu myndi snúningshraði hennar aukast úr tæplega 27 dögum í 1000 snúninga á sekúndu! Vegna þess hve gífurlega þéttar (litlar og þungar) nifteindastjörnur eru, rifna þær ekki í sundur við snúninginn.

Segulsviðið varðveitist einnig líkt og hverfiþunginn. Segulsvið sólstjörnu er nokkuð lítið og flæðir jafnt í gegnum yfirborð stjörnunnar. Þegar stjarnan snarminnkar í nifteindastjörnu er miklu minna yfirborð fyrir segulsviðið að flæða í gegnum. Ef stjarna fellur saman í nifteindastjörnu verður yfirborðið 10 milljarð sinnum minna og styrkur segulsviðsins eykst um slíkt hið sama! Með öðrum orðum, þegar stjarna fellur saman í nifteindastjörnu þá:

  1. Varðveitist hverfiþunginn → snýst hraðar

  2. Varðveitist segulflæðið á yfirborðinu → sterkt segulsvið

Dæmigert segulsvið nifteindastjörnu er af stærðargráðunni 1 trilljón Gauss (1012 Gauss) á meðan segulsviðsstyrkur á yfirborði jarðar er minni en 1 Gauss! Þessi geysisterku segulsvið nifteindastjarna gerir þeim kleift að geisla frá sér orkustrókum eftir segulpólum sínum. Þessa geislun getum við greint með útvarpssjónaukum.

Ástæðan fyrir tifinu er sú að segulsviðsásinn og snúningsásinn eru ósamsíða og halla með tilliti til hvors annars. Á jörðinni er landfræðileg norðurátt ekki alveg sú sama og segulnorður sem áttavitar sýna. Samspil snúningsins og segulsviðsins gera það að verkum að hluti orkunnar fer í að mynda rafeindir (e-) og jáeindir (e+) sem aftur mynda geislun á formi útvarpsbylgna. Þessi geislun skýst út í strókum eftir segulásnum (norður- og suðurpól). Sé jörðin innan strókastefnunnar berast okkur tifmerki, eitt tif fyrir hvern hring sem nifteindastjarnan snýst. Af þessu má álykta einfalda þumalputtareglu: Allar tifstjörnur eru nifteindastjörnur. Ekki allar nifteindastjörnur eru tifstjörnur. Beinist strókar nifteindastjörnu ekki í átt að jörðinni greinum við ekkert tif og þá kallast stjarnan ekki tifstjarna.

Tifstjörnum er oft líkt við vita. Þegar vitinn snýst geislar hann ljósi út í myrkrið. Ef við stöndum í vegi fyrir ljósinu verðum við fyrir blikki frá vitanum við hvern snúning. Það er þó í raun ekkert sem tifar í tifstjörnum. Útgeislunin er samfelld allan tímann.

3.1. Hlustað á tifstjörnur

Frá árinu 1968 hafa yfir 1300 tifstjörnur fundist en talið er að um 100.000 slíkar geti leynst í Vetrarbrautinni okkar. Tiftími þeirra er frá 8,5 sekúndum (hægustu) niður í 0,00156 sekúndur (hröðustu). 

Merkilegt er að gera sér í hugarlund hversu hrikaleg skrímsli þetta eru. Snúningstíminn er slíkur að hann jafngildir því að hlaupa kringum alla Reykjavík á innan við sekúndu. Hraðasta þekkta tilfstjarnan er PSR B1937+21. Frá henni berast 642 tif á sekúndu sem svarar til þess að yfirborðið fer með um 15% af ljóshraðanum. Nær öll önnur fyrirbæri en nifteindastjörnur myndu rifna í sundur við slíkan snúningshraða. Það er því augljóst að nifteindastjörnur eru ein þéttustu fyrirbæri alheimsins.

4. Nifteindastjörnur hægja á sér

Rannsóknir stjörnufræðinga hafa staðfest að nifteindastjörnur hægja á sér með tímanum. Þetta er að vitaskuld rökrétt ályktun þar sem þær geisla frá sér orku (útvarpsbylgjum) sem bitnar á snúningsorkunni. Orkan sem lýsir upp sprengistjörnuþoku (t.d. M1) á yfirleitt rætur sínar að rekja til snúningsorku nifteindastjörnu. Athuganir sýna að tifstjarnan í hjarta Krabbaþokunnar hægir á sér um 0,0000000003 sekúndur á dag. Í mjög fjarlægri framtíð, þegar allar stjörnu hafa slökknað hafa nifteindastjörnurnar loks hætt að snúast.

Talið er að á yfirborðum nifteindastjarna séu engar ójöfnur sökum hins gífurlega sterka þyngdarsviðs. Til samanburðar, ef fjall á jörðinni er mikið stærra en Everestfjall mun þyngdarafl jarðarinnar toga það niður. Þetta er m.a. ein ástæða þess að fjöllin á Mars geta orðið miklu hærri en á jörðinni (Ólympusfjall ~27 km); vegna minna þyngdarkrafts á Mars. Af sömu ástæðum geta fjöllinn á nifteindastjörnum ekki orðið hærri en 5 millimetrar! Þetta gefur til kynna að allar ójöfnur sléttast strax og yfirborðið nær fullkomnlega slétt.

5. Tifstjörnur til hjálpar þyngdarbylgjum

Almenna afstæðiskenning Einsteins spáir fyrir um svokallaðar þyngdarbylgjur. Þyngdarbylgjum má líkja við gárum á tjörn sem myndast þegar massa (t.d. steini) er kastað ofan í hana. Öll massadreifing sem ekki er fullkomnlega samhverf ætti að geisla frá þyngdarbylgjum. Þessi geislun er svo veik að enn hefur ekki tekist að nema hana. Nýlega hefur þyngdarbylgjuneminn LIGO tekið til starfa á tveimur stöðum í Bandaríkjunum sem ætlað er að greina þessar þyngdarbylgjur. Þrátt fyrir að tilvist þyngdarbylgna hafi enn ekki verið staðfest hefur mönnum tekist að staðfesta þær óbeint. Árið 1974 fundu stjörnufræðingar tifstjörnu í tvístirni, þ.e.a.s. á braut um aðra sólstjörnu. Með því að mæla nákvæmlega komutíma útvarpsmerkjanna frá tifstjörnunni reyndist sporbraut tvístirnisins vera að minnka smátt og smátt, þ.e.a.s. tifstjarnan og sólstjarnan færast sífellt nær hvor annarri. Við þessu mátti búast ef gert var ráð fyrir þyngdarbylgjum. Orkan sem fer í þyndgarbylgjurnar bitnar á snúningsorkunni á sporbrautinni. Mælingarnar á þessum áhrifum smellpassa við útreikninga þegar gert er ráð fyrir þyngdarbylgjum! Þeir Russell Hulse og Jospeh Taylor hlutu Nóbelsverðlaunin í eðlisfræði árið 1993 fyrir þessa uppgötvun sína.

6. Röntgen-tifstjörnur

Allar tifstjörnur geisla frá sér reglubundnum útvarpsmerkjum. Sumar tifstjörnur virðast ennfremur geisla Röntgenmerkjum sem eru miklu orkuríkari.

Röntgen-tifstjörnur eru útskýrðar þannig að um er að ræða nifteindastjörnu og sólstjörnu í þéttu tvístirni. Nifteindastjarnan er svo nálægt sólstjörnunni að hún sogar til sín efni frá henni. Efnið safnast saman í aðsópskringlu kringum nifteindastjörnunna þar sem það hitnar gríðarlega. Þegar gasið fellur loks ofan á nifteindastjörnunna er því stýrt niður eftir segulásunum, norður og suður. Þar hitnar svo snögglega að það geislar Röntgen geislum. Þessi geislun brýst fram eftir segulásunum nifteindastjörnunnar.

Ef við jarðarbúar erum staðsettir í skotmarkslínu segulsviðsins þá sjáum við Röntgen-tifstjörnu. Röntgen-tifstjörnur eru ennþá viðamikið rannsóknarefni í nútímastjörnufræði.

Heimildir

  1. Carroll, Bradley og Ostlie, Dale. 1996. An Introduction to Modern Astrophysics. Addison Wesley, New York.
  2. Freedman, Roger og Kaufmann, William. 2004. Universe, 7th Edition. W. H. Freeman, New York.
  3. Sigmundsson, Vilhelm S., 2007. Nútíma stjörnufræði. Vilhelm S. Sigmundsson.
  4. Christensen-Dalsgaard, J. 2006. Stellar Structure and Evolution. 6th. edition, third printing.

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Kári Helgason (2010). Nifteindastjörnur. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/alheimurinn/nifteindastjornur (sótt: DAGSETNING).




 

Alheimurinn

stjörnur, stjörnuþyrping, sól, sólstjarna

Stjörnur

Stjörnur (sólstjörnur) eru sjálflýsandi gashnettir í geimnum sem framleiða orku með kjarnasamruna vetnis í helíum á einhverju stigi æviskeiðs síns. Allar stjörnur næturhiminsins eru svipaðs eðlis og sólin okkar en svo órafjarri að fjarlægðin til þeirra mælist í ljósárum. Sú sem er nálægust, Proxima Centauri, er rúm fjögur ljósár í burtu.

Lesa meira
Flokkun stjarna

Flokkun stjarna

Stjörnur eru flokkaðar eftir yfirborðshitastigi og eru helstu flokkar auðkenndir með bókstöfunum O, B, A, F, G, K og M. O-stjörnur eru heitastar en M-stjörnur kaldastar. O stjörnur eru bláar, B-stjörnur bláhvítar, A-stjörnur hvítar, F-stjörnur gulhvítar, G-stjörnur gular, K-stjörnur rauðgular og M-stjörnur rauðar. Sólin okkar er G-stjarna.

Lesa meira
S106, Sh 2-106

Myndun stjarna

Stjörnur myndast í stórum og köldum gas- og rykskýjum (sameindaskýjum) sem finna má á víð og dreif um vetrarbrautirnar. Þessi ský eru nógu köld og þétt til þess að atóm geti bundist saman og myndað sameindir. Við einhverja utanaðkomandi röskun byrjar skýið að dragast saman vegna þyngdaráhrifa og brátt myndast frumstjarna þar sem skýið er þéttast. Í frumstjörnunni eykst hiti og þrýstingur uns kjarnasamruni hefst í iðrum hennar sem myndar hita og ljós. Ár hvert verða til tvær til þrjár stjörnur í vetrarbrautinni okkar.

Lesa meira
stjörnuþoka, ljómþoka, hringþoka, endurskinsþoka

Geimþokur

Geimþokur (nebulae) eru miðgeimsský úr ryki, vetni, helíumi og öðrum jónuðum gastegundum. Orðið nebula er latneskt og þýðir „ský“ en það var upphaflega notað yfir öll þokukennd fyrirbæri á himninum, þar á meðal stjörnuþyrpingar og vetrarbrautir eins og Andrómeduvetrarbrautina, en það tíðkast ekki lengur þótt vetrarbrautir séu líka stundum kallaðar stjörnuþokur.

Lesa meira
stjörnuþyrping, lausþyrping, ngc 265

Stjörnuþyrpingar

Stjörnuþyrping er hópur stjarna sem haldast saman á litlu svæði vegna þyngdaraflsins. Stjörnuþyrpingum má skipta í kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnuþyrpingum má þó ekki rugla saman við vetrarbrautir sem eru miklu stærri og stjörnur þeirra laustengdari. Í flestum vetrarbrautum er bæði að finna kúluþyrpingar og lausþyrpingar. Stjörnur í hverri stjörnuþyrpingu eru yfirleitt jafngamlar sem bendir til þess að þær myndist samtímis úr sömu geimþoku.

Lesa meira
Síríus A, Síríus B, hvítur dvergur

Hvítir dvergar

Hvítir dvergar (e.white dwarfs) eru daufar og þéttar stjörnur á stærð við jörðina en álíka massamiklar og sólin. Hvítir dvergar marka endalok þróunarsögu flestra stjarna í alheiminum. Þegar sólin okkar hefur náð lokastiginu í þróunarsögu sinni endar hún ævi sína sem hvítur dvergur og löngu síðar svartur dvergur.

Lesa meira
sprengistjörnur, sn1987a, stóra-magellanskýið, tarantúluþokan

Sprengistjörnur

Sprengistjörnur eru gríðarlega öflugar sprengingar mjög massamikilla stjarna. Vísindamenn telja að allar stjörnur sem upphaflega eru um 8 sólarmassar eða meira endi ævi sína í slíkum hamförum. Dæmi eru um að sprengistjörnur sendi frá sér meiri geislun en sólin er talin gera á öllu æviferli sínu og verða þessi fyrirbæri oft á tíðum bjartari en hýsilvetrarbrautir þeirra. Öll frumefni þyngri en járn myndast í leifum sprengistjarnanna þegar þung frumefni rekast saman. Því má með sanni segja að við séum öll gerð úr stjörnuryki.

Lesa meira
nifteindastjörnur, tifstjörnur

Nifteindastjörnur

Nifteindastjarna er leif af sprengistjörnu af gerð II, gerð Ib eða gerð Ic. Slíkar stjörnur eru næstum eingöngu úr nifteindum. Nifteindastjörnur eru geysilega heitar og er einsetulögmál Paulis það eina sem kemur í veg fyrir frekara þyngdarhrun. Venjulega nifteindastjarna er á bilinu 1,35 til 2,1 sólmassar og aðeins rúmlega 10 km í þvermál.

Lesa meira
svarthol, NGC 300, Wolf-Rayet stjarna

Svarthol

Svarthol er eitt af furðum veraldar. Það er staður í alheimi þar sem gríðarlegur massi sveigir tímarúmið út í hið óendanlega. Þyngdarkrafturinn er svo mikill að ekkert efni sem fellur þar inn sleppur þaðan aftur. Hér eiga orð Dantes úr Gleðileiknum guðdómlega afar vel við: „Lasciate ogne speranza, voi ch'intrate“ eða „Hver sem hingað kemur, gefi upp alla von“. Sökum eðlis þeirra vita menn harla fátt um þessi fyrirbæri. Okkar vitneskja byggir því nær eingöngu á kenningum og útreikningum stærðfræðinga og eðlisfræðinga um svarthol.

Lesa meira
Gammablossi

Gammablossar

Gammablossar, orkumestu sprengingar alheimsins, eru hrinur háorkugeislunar sem berast utan úr geimnum að jafnaði einu sinni á sólarhring. Hver hrina er skammlíf og getur varað allt frá þúsundasta úr sekúndu upp í allmargar mínútur. Talið er að blossarnir eigi upptök sín við myndun svarthola í fjarlægum vetrarbrautum, annars vegar í gríðarlega öflugum sprengistjörnum og hins vegar við samruna tveggja ofurþéttra fyrirbæra. Með sífellt öflugri tækni hefur þekking á blossunum stóraukist á undanförnum áratug og vegna mikilla fjarlægða þeirra gefa rannsóknirnar einnig mikilvægar vísbendingar um stjörnumyndunarsögu alheimsins í árdaga. Í þessari grein verður stiklað á stóru í mælingasögu gammablossa. Greint verður frá helstu kenningum um orsakir þeirra ásamt gerð vetrarbrautanna sem þeir kvikna í. Nokkrum þýðingarmiklum blossum verður lýst sérstaklega sem og áhrifum mögulegs blossa í Vetrarbrautinni. Að lokum verður fjallað um ný mælitæki og nýjar áherslur í rannsóknum á þessum orkumiklu fyrirbærum.

Lesa meira
fjarlægðarstiginn, sprengistjarnan 1994d

Fjarlægðarstiginn

„Hversu langt er til stjarnanna?“ Vísindamenn sem spyrja sig að þessari sömu spurningu eiga í fórum sínum mjög öflug verkfæri til að ákvarða fjarlægðir til reikistjarnanna, einstakra stjarna í Vetrarbrautinni og jafnvel til daufustu vetrarbrauta sem finnast á himninum. Saman hafa þessar aðferðir löngum verið nefnd Fjarlægðarstiginn, þar sem hvert þrep stigans byggir á áreiðanleika þeirra fyrir neðan.

Lesa meira
Vetrarbraut, M101, Hubblessjónaukinn

Vetrarbrautir

Vetrarbrautir (e. galaxies) eru risastór kerfi stjarna og sólkerfa og gass og ryks, sem þyngdarkrafturinn bindur saman. Vetrarbrautir eru stærstu sýnilegu einingar alheims. Smæstar eru dvergvetrarbrautir sem hafa innan við eina milljón stjarna á nokkur hundruð ljósára breiðu svæði, en stærstar eru risavetrarbrautirnar sem innihalda meira en hundrað trilljón stjörnur og geta verið yfir milljón ljósár í þvermál.

Lesa meira
stjörnur, ryk, vetrarbrautin okkar

Vetrarbrautin okkar

Vangaveltur um heimkynni mannsins hefur ætíð verið mikill drifkraftur í stjörnufræði. Hvar eigum við heima og hvernig er okkar næsta nágrenni? Hver er staða sólarinnar okkar miðað við allar óteljandi systur hennar? Skoðun manna á borð við Newton (1643-1727) var sú að stjörnurnar á næturhimninum væru jafndreifðar um allar víðáttur himingeimsins. Í dag vitum við hins vegar að stjörnurnar fylkja sér í tilkomumiklar fjöldasamkomur sem við köllum vetrarbrautir. Lítið annað en gapandi tómið skilur milli vetrarbrautanna sem mega með sanni teljast stórborgir alheimsins.

Lesa meira
vetrarbrautaþyrping, vetrarbrautahópur, Stephans Quintet

Vetrarbrautaþyrpingar

Upp úr 1930 sýndu rannsóknir stjarnvísindamanna að vetrarbrautir dreifast ekki handahófskennt um alheiminn. Flestar hópa sig saman og mynda enn stærri þyrpingar og allar eru á fleygiferð um geiminn. Þyrpingarnar eru svo aftur hluti af enn stærri heild, reginþyrpingum.

Lesa meira
heimsfræði, hubble ultra deep field

Heimsfræði

Heimsfræði tekur á grundvallarspurningum um eðli og gerð alheimsins í heild sinni. Upphafi hans, þróun og örlögum.

Lesa meira
örbylgjukliðurinn wmap

Örbylgjukliðurinn

Örbylgjukliðurinn er endurómur Miklahvells. Hann ber vitni fyrri tíð þegar alheimurinn var heitari og þéttari en hann er nú. Örbylgjukliðurinn gerir okkur kleift að skyggnast milljarða ára aftur í tímann, löngu fyrir tíma manna vetrarbrauta og jafnvel sólstjarna. Hann er bakgrunnsgeilsun sem fyllir allan alheim og á upptök sín um 380.000 árum eftir Miklahvell.

Lesa meira

Póstlisti


Fleygar setningar

- Simone Weil, franskur heimspekingur

„Sönn skilgreining á vísindum hljóðar svona: Rannsóknir á fegurð heimsins.“