Alheimurinn
Svarthol

Svarthol

  • svarthol, NGC 300, Wolf-Rayet stjarna
    Sýn listamanna á svartholi í kringum Wolf-Rayet stjörnu. Mynd: ESO/L. Calçada/M.Kornmesser

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.

1. Hvað er svarthol?

Almenna afstæðiskenning Alberts Einsteins spáir fyrir um tilvist svarthola. Flestir eru sammála um að þau fyrirfinnist í alheimi enda hafa á síðustu árum og áratugum borist upplýsingar utan úr geimnum sem renna styrkum stoðum undir kenningarnar.

Fyrstu hugmyndir manna um svarthol má rekja aftur til Englendingsins John Michell (1724-1793), þá kennara við háskólann í Cambridge. Í grein sem hann ritaði í virt vísindatímarit leiddi hann (á grundvelli kenninga Newtons um þyndaraflið og hugmyndum um lausnarhraða) líkum að því að hugsanlega væru til stjörnur svo massamiklar að þyndarsvið þeirra hleypti engu efni frá sér, ekki einu sinni ljósi. Ljósgeisli sem færi frá yfirborði stjörnunnar sveigðist samstundis að yfirborði hennar vegna hins mikla aðdráttarkrafts. Þessi hugmynd er í grófum dráttum rétt þó nálgun Michells að ljósinu sé röng, þ.e. hann leit á ljós sem eindir með massa. Á tímum Michells var kenningin um ljósið sem bylgjur vinsælli. Það kann að hafa leitt til þess að hann lét þessar hugmyndir niður falla. Ljóseindir eru massalausar og ferðast með föstum hraða, að því leyti skjátlaðist Michell. Einstein leysti þennan vanda með afstæðiskenningu sinni. Kenningin kveður á um að þyngdarkrafturinn sveigi tímarúmið. Í svartholum er sveigja tímarúmsins óendanleg og þess vegna sleppur ekkert þaðan.

Svarthol er í stuttu máli leif stjörnu með svo öflugt þyndarsvið að ekkert sleppur frá henni. Til að átta okkur á þessu skulum við skoða massaminni hnetti, t.d. jörðina. Á jörðinni verkar á okkur þyndarkraftur. Til að sleppa úr þyngdarsviði jarðarinnar þarf að yfirvinna þyndarkraftinn, þ.e. hlutur þarf að ferðast með hraða sem nemur 11,2 km/s hornrétt út frá yfirborði hennar. Þessi hraði kallast lausnarhraði jarðarinnar. Ímyndum okkur nú að þyngdarsvið hnattarins sé svo öflugt að lausnarhraðinn sé meiri en ljóshraðinn. Þá sleppur ljósið ekki úr þyngdarsviði stjörnunnar. Þar sem ekkert getur ferðast hraðar en ljósið sleppur ekkert úr þyndarsviði stjörnunnar. Slíkt fyrirbæri köllum við svarthol.

2. Fæðing svarthols

svarthol í vetrarbraut
Mynd 1: Hvernig myndi 10 sólmassa svarthol horfa við athuganda í 600 km fjarlægð? Listamaður sér fyrir sér svarthol bera fyrir miðju Vetrarbrautarinnar og bjaga það. Mynd: Ute Kraus.

Stjarna verður til úr gasi, aðallega vetni, sem þéttist vegna eigin þyngdar. Þegar ákveðnum þéttleika er náð, er hitinn og þrýstingurinn nógu mikill til að vetnisatómin taka að renna saman og úr verður helíum. Þannig losnar mikil orka. Þrýstingurinn sem myndast í gasinu sökum varmans og þyngdarkrafturinn í stjörnunni vega hvorn annan upp, þ.a. stærð stjörnunnar helst í jafnvægi.

Að lokum þrýtur eldsneyti stjörnunnar og hún endar ævi sína. Ef massi kjarna stjörnunnar er meiri en 3 sólarmassar (slík stjarna hefur heildarmassa sem samsvarar a.m.k. um 25-földum massa sólar1), fellur kjarninn saman og myndar svarthol. Ytri lögum sínum þeytir hún burt í gríðarlegri sprengingu. Svarthol sem verða til í sprengistjörnum geta vegið allt að 15 sólmössum.

Í miðjum vetrarbrauta geta myndast stærri svarthol. Þá hefur miðja vetrarbrautanna fallið saman vegna eigin þyngdar. Slík svarthol geta vegið allt frá 10.000 sólmössum upp í nokkra milljarða (1.000.000.000) sólmassa. Í miðju okkar vetrarbrautar er svarthol, um 4 milljónir sólmassar að stærð. Schwarzschild radíus þess er því um 10 milljón km. Svartholið er í Steingeitarmerkinu. Þaðan berst mikil röntgengeislun frá yfir milljón gráðu heitu gasi umhverfis svartholið. Þessi uppspretta röntgengeislunar hefu hlotið heitið Sagittarius A. Stjörnufræðiljósmynd ársins 2009 var einmitt mynd af miðju vetrarbrautarinnar, sem sýnir glöggt hina miklu röntgengeislun.

chandra hubble spitzer miðja vetrarbrautarinnar svarthol sagittarius a
Mynd 2: Stjörnufræðiljósmynd ársins 2009. Svartholið í miðju vetrarbrautarinnar er merkt Sagittarius A. Mynd: NASA/ESA

3. Skallareglan

Seint á sjöunda áratugnum kynnti kanadíski eðlisfræðingurinn Werner Israel nýjar lausnir á afstæðiskenningunni sem leiddu til þess að tvö svarthol sem ekki snúast og hafa sama massa eru nákvæmlega eins. Þau væru algerlega kúlulaga og þannig samhverf á alla kanta. 1971 sýndi svo maður að nafni David Robinson fram á að gerð og lögun svarthols er óháð gerð og lögun stjörnunnar sem féll saman. Þegar leitast er við að flokka svarthol eru eftirfarandi þættir kannaðir: Öll svarthol hafa massa. Þá má skoða hvort þau snúist eða séu kyrrstæð og hvort þau séu hlaðin eða óhlaðin. Þannig má lýsa svartholi með hvorki fleiri né færri en þessum þremur stærðum: Massa (M), hverfiþunga (J) og hleðslu (Q). Taflan hér að neðan sýnir hvernig svarthol eru flokkuð og hvaða nöfn þau bera.

  Kyrrstæð (J=0)    Svarthol sem snúast (J≠0)
  Óhlaðin (Q=0)  Schwarzschild  Kerr
  Hlaðin (Q≠0)  Reissner-Nordström  Kerr-Newman

3.1. Gerðir svarthola

orkuhvolf
Mynd 2: Orkuhvolf (e. ergosphere) við svarthol sem snýst. Mynd: Wikimedia Commons.

Kyrrstæð svarthol kallast Schwarzschild svarthol. Þeim lýsti Karl Schwarzschild fyrstur manna árið 1916. Þessi gerð svarthola snýst ekki og hefur því engan hverfiþunga, hún hefur heldur enga hleðslu. Þessi svarthol eru fullkomlega samhverf og kúlulaga. Eiginleikar þessara svarthola ákvarðast einvörðungu af massa þeirra. Sérstæðan er punktur.

Roy Kerr lýsti svartholi sem snýst fyrstur manna árið 1963. Þau snúast með föstum hraða. Þessi svarthol eru ekki alveg kúlulaga heldur bólgna þau út við miðbaug vegna snúningsins. Því hraðar sem svartholið snýst þeim mun meira þenst það út við miðjuna. Sökum hverfiþungans er álitið að sérstæða svartholanna sé skífa frekar en punktur. Við svarthol sem snýst verður til hvolf utan sjóndeildarflatarins (e. event horizon). Á ensku nefnist það ergosphere og gæti því heitið orkuhvolf eða vinnuhvolf upp á íslensku. Í hvolfinu virðist sem tímarúmið sjálft taki að snúast með svartholinu. Agnir sem lenda milli ytri marka orkuhvolfsins og sjóndeildarflatarins eru því knúnar til að þiggja snúningsorku frá svartholinu og fara að snúast með tímarúminu. Í sumum tilvikum geta agnir innan orkuhvolfsins þeyst út úr því. Þá draga þær með sér gríðarlega orku frá svartholinu.

Þeir Gunnar Nordström og Hans Reissner lýstu fyrstir manna hlöðnu svartholi. Ólíklegt þykir að svartholin séu hlaðin frá „fæðingu“ en mögulegt er að rafeindir falli inn í svartholið og þannig verði það hlaðið. Falli óhlaðinn ferðalangur inn í hlaðið svarthol kemst hann ekki inn í sérstæðuna því fráhrinding rafkraftsins hleypir hinu óhlaðna efni ekki þangað inn.

Svokallað Kerr-Newman svarthol deilir eiginleikum Reissner-Nordström svarthola og Kerr svarthola.

4. Innri gerð svarthols

innri gerð svarthols
Mynd 3: Innri gerð svarthols.

Svartholi má skipta í þrennt: Sjóndeildarflöt, það svæði sem Schwarzschild radíus þess spannar og sérstæðu. Þetta má skoða betur á mynd 3.

4.1. Sjóndeildarflötur

Að jafnaði er litið á sjóndeildarflöt svarthols sem yfirborð þess. Flöturinn er þó ekki yfirborð í eiginlegum skilningi, þ.e. hann er ekki gerður úr efnisögnum. Hann markar staðinn þar sem þyngdarsvið svartholsins verður nægjanlega öflugt til að ljósgeisli sem fer inn fyrir flötinn sleppur ekki þaðan aftur, þ.e. þar sem lausnarhraði svartholsins verður jafn hraða ljóssins. Þannig má líkja fletinum við ventil. Ferðalangur sem fellur inn fyrir sjóndeildina verður þó ekki beint var við hana. Ferðalangurinn er í frjálsu falli og finnur ekki fyrir verkun neinna krafta á sig. Hann finnur ekki fyrir loftmótstöðu eins og þegar hann fellur inn í þyngdarsvið jarðar því hér togar svartholið allt í áttina að sérstæðunni. Líti hann til baka, út frá svartholinu sér hann himingeiminn eins og þegar hann er fyrir utan sjóndeildina.

4.2. Schwarzschild radíus

Árið 1916 setti Karl Schwarzschild fram hugmyndir um Schwarzschild radíus. Þar studdist hann við ákveðna lausn á jöfnum almennu afstæðiskenningarinnar sem hann leiddi sjálfur út. Allir hlutir með massa hafa slíkan radíus. Væri massa hlutar þjappað saman í kúlu sem hefði minni radíus en Schwarzschild radíus hans gæti ekkert varnað því að massinn félli saman í einn punkt og úr yrði sérstæða. Schwarzschild radíus svarthols er ávallt stærri en radíus sérstæðunnar þar sem nánast allur massinn er geymdur. Radíusinn ræðst eingöngu af massa hlutarins og er hann í beinu hlutfalli við hann. Tvöfaldist massi svarthols, tvöfaldast radíusinn.

Karl Schwarzschild komst að þeirri niðurstöðu að radíusinn má túlka með jöfnunni

r_s = \frac{2Gm}{c^2}

þar sem rs er Schwarzschild radíus, G er þyngdarfastinn, m er massi hlutarins og c er ljóshraðinn. Til gamans má því reikna út Schwarzschild radíus jarðarinnar sem er rétt tæpir 9 mm og Schwarzschild radíus sólarinnar er um 3 km. Minn eigin Schwarzschild radíus er um 10-25 m, sem er ákaflega lítið.

4.3. Sérstæðan

Sérstæðan er torkennilegasti hluti svartholsins. Þar er tímarúmið óendanlega sveigt og rúmmál sérstæðunnar er ekkert eða afskaplega lítið. Falli ferðalangur inn í sérstæðuna, eykst þéttleiki hans óendanlega, hann hreinlega verður ekki að neinu. Þó er massi hans enn til staðar í sérstæðunni. Í sérstæðunni bregðast okkur allar kenningar heimsins. Þar sigla bæði klassísk aflfræði Newtons og afstæðiskenningin í strand.

Þegar svarthol snýst hefur hverfiþunginn sömu áhrif. Verði snúningur svartholsins nógu mikill ætti sjóndeildin að geta horfið inn í sérstæðuna. Eftir stendur hún nakin. Flestir eru sammála um að slík fyrirbæri séu ekki til í raun og veru og vilja þannig meina að sjóndeildarflötur muni ávallt hylja sérstæðuna.

5. Áhrif svarthola á tímann og rúmið

sveigt rúm umhverfis stjörnu
Mynd 4: Öflugt þyngdarsvið sveigir tímarúmið.

Hugmyndir Einsteins um tímann gerbyltu þankagangi vísindamanna. Einstein sagði tímann ekki algildan heldur liði hann mishratt háð stöðu manna gagnvart þyngdarsviði. Þetta var sannreynt hér á jörðinni. Tveimur klukkum var komið fyrir í misjafnri hæð yfir jörðu. Með tímanum kom í ljós að klukkan fjær jörðinni tifaði lítið eitt hraðar en hin. Í svartholi þar sem sveigja tímarúmsins er óendanleg stoppar tíminn. Á sama hátt og miklihvellur var upphaf tímans eru svarthol endalok tímans fyrir það sem inn í þau fellur.

Skoðum áhrif svarthola á tímann og rúmið út frá tveimur ólíkum athugendum, ferðalangi (A) sem fellur inn í svartholið og félaga hans (B) sem horfir á. Setjum sem svo að báðir séu með úr á hendinni og áður en A fer af stað í áttina að sjóndeildarfletinum samstilla þeir úrin. Nú leggur A af stað. Bæði A og B finnst tíminn líða eðlilega hjá sér en þegar B horfir á úrið hjá A hefur því seinkað miðað við hans eigin. Eftir því sem A nálgast sjóndeildina þeim mun hægar finnst B A hreyfast, enda líður tíminn hjá A hægar gagnvart B. B sér ljósið sem berst frá A roðna stöðugt. Loks þegar A fer gegnum sjóndeildarflötinn hætta ljósbylgjurnar frá honum að ná til B. B sér þó enn síðustu ljósbylgjurnar sem A sendi frá sér. Sú mynd dofnar stöðugt og verður rauðari og rauðari. Það er því eins og svartholið frysti síðustu andartök A utan sjóndeildarinnar. B virðist sem A fari aldrei gengum flötinn. B sér síðustu myndina af A einungis dofna og verða rauðari og rauðari.

inn í svarthol
Mynd 5: Hvernig fall athuganda A inn í svarthol horfir við athuganda B.

Það sem B sér er í raun blekking. A er löngu kominn yfir flötinn þó B virðist sem hann hangi enn utan flatarins. B sér einungis ljósið sem A sendi frá sér. Eftir því sem nær dregur svartholinu teygir þyngdarsvið þess á ljósinu sem berst frá A, þ.a. bilið milli öldutoppa ljóssins eykst og því virðist það verða rauðara en ella. Svo þegar A fer gegnum sjóndeildina „festast“ síðustu geislar hans í fletinum, því þar er lausnarhraðinn jafn ljóshraðanum.

Frá sjónarhóli A ber öðru við. Óvíst er hvort hann taki nokkuð eftir því þegar hann fellur gegnum sjóndeildarflötinn. Að honum berast ljósbylgjur með eðlilegum hætti. Þó kann að vera að fjarlægir hlutir virðist á einhvern hátt afmyndaðir sökum hins gríðaröfluga þyngdarsviðs. Þar sem A finnur einungis fyrir aðdráttarkrafti svartholsins finnst A hann vera í frjálsu falli. Þegar nær dregur sérstæðunni fer hann að finna fyrir kröftum sem teygja á honum. Nálægt sérstæðunni vex þyngdarkrafturinn hraðar og hraðar, þ.a. smám saman finnur A fyrir meira togi í fætur en höfuð, að því gefnu að A detti inn með lappirnar á undan. Á endanum er mismunur verkunar þyngdarkraftsins á haus og fætur svo mikill að A slitnar í sundur. Þegar um lítil svarthol er að ræða gæti þetta gerst áður en A kemst inn fyrir sjóndeildarflötinn enn í stórum svartholum, eins og því sem menn halda að sé í miðju vetrarbrautarinnar kemst A inn fyrir flötinn áður en þyngdarsviðið tætir hann í sundur. Þessi hrif eru kölluð spaghettíáhrifin því þyngdarsviðið teygir á massanum sem fellur inn og massinn tekur á sig lögun spaghettís.

6. Líkum leitt að tilvist svarthola

svarthol cygnus x1
Mynd 6: Cygnus X-1. Mynd: HyperPhysics.

Líkt og ég minntist á í upphafi þá eru engar beinar sannanir fyrir tilvist svarthola. Vísindamenn hafa aldrei séð svarthol. Á síðustu árum og áratugum hafa fundist svæði í geimnum sem hegða sér torkennilega. Einkenni sumra þessara svæða koma heim og saman við einkenni svarthola. Eitt slíkt er tvístirni í Svansmerkinu sem kallast Cygnus X-1. Þar hverfast hvort um annað blár risi (HDE226868) og mikill, ósýnilegur massi (líklega um sjöfaldur massi sólar).

Vísindamenn veittu athygli miklu magni röntgengeislunar sem barst þaðan. Efni tekur að geisla frá sér röntgengeislum þegar það nær nokkurra milljón gráðu hita. Líklegast þykir að efni frá HDE226868 berist af yfirborði hennar og inn að ósýnilega massanum. Þar þiggur efnið orku frá massanum og tekur að hitna. Vegna hins mikla massa sem er í kerfinu, getur hvorki verið um hvítan dverg né nifteindastjörnu að ræða. Því virðist það eitt koma til greina að hinn feiknarmikni ósýnilegi massi sé svarthol.

Þegar við horfum inn að miðju vetrarbrautarinnar er ekki nóg með að þaðan berist mikil röntgengeislun. Hreyfingar hnatta sem hverfast um miðjuna færa sönnur fyrir gríðarmiklum massa í miðju vetrarbrautarinnar á tiltölulega litlu svæði. Einfaldasta kenningin sem gerir grein fyrir hegðan efnisins í miðju vetrarbrautarinnar, er einmitt sú að þar sé staðsett svarthol. Vísindamenn hafa gaumgæfulega rannsakað hreyfingarnar með öflugustu stjörnusjónaukum sem völ er á. Stutt myndskeið sem sýnir þessar hreyfingar með augum VLT og NTT sjónaukanna, má finna hér. Annað tölvugert, sýnir þær enn betur: Það er hér. ESO á heiðurinn af þessum myndskeiðum.

7. Endalok svarthols: Hawking geislun

hawking geislun
Mynd 7: Hawking geislun í verki. Eind myndast ásamt andeind sinni og andeindin hverfur inn í svartholið. Sú sem ekki fellur inn virðist þannig vera geislun frá svartholinu.

Upp úr 1970 lagði stjarneðlisfræðingurinn Stephen Hawking á grundvelli skammtafræðinnar fram kenningar um að svarthol sendi frá sér geislun. Í reynd geislar svartholið sjálft ekki frá sér efni (enda gengi það þvert á skilgreininguna á svartholi) heldur kemur geislunin frá svæðinu rétt utan við sjóndeildarflötinn.

Óvissulögmál skammtafræðinnar kveður á um að undir vissum kringumstæðum geta agnir myndast úr engu en einungis í afar skamman tíma í senn (sjá efstu mynd hér til hægri). Þar sem orka getur ekki myndast úr engu myndast bæði eind (sú bláa) og andeind hennar (sú rauða). Þannig myndast engin umfram orka, þ.e. heildarorkan er ennþá núll. Setjum sem svo að nú dragist andeindin, eindin með neikvæðu orkuna inn í svartholið en jáeindin sleppi burt (sjá myndina í miðið). Í raun geta einungis eindir með jákvæða orku sloppið burt frá svartholinu. Þar sem efnisagnir í alheimi eru undantekningalítið hlaðnar jákvæðri orku er svartholið, sem rauða ögnin féll inn í, með jákvæða orku. Þegar ögnin fer inn minnkar því heildarorka svartholsins og því massi þess. Athuganda sem stendur hjá virðist sem svartholið geisli frá sér jáeindinni þó hún myndist í raun rétt utan sjóndeildarflatarins (neðsta myndin hér að framan). Þessi geislun kallast Hawking geislun.

Til að þessi geislun geti átt sér stað þarf hiti svartholsins að vera meiri en hitinn í geimnum umhverfis svartholið. Þeim mun massaminna sem svarthol er þeim mun heitara er það. Því eykst þessi geislun stöðugt. Á endanum gufar svartholið endanlega upp með tilheyrandi hamagangi og látum. Uppgufun svarthols tekur mjög langan tíma. Útreikningar sýna að svarthol með massa meðalstjörnu gufi upp á 1065 árum og ofursvarthol á borð við þau sem álitið er að leynist í miðjum vetrarbrauta hverfi eftir 10100 ár. Til samanburðar má skoða að aldur alheims er rétt um 1,4·109 ár. Því er næsta víst að svartholin gufa ekki upp í bráð.

Neðanmálsgreinar

  1. Efri mörk á massa þeirra stjarna sem áreiðanlega mynda svarthol eru nokkuð á reiki, sjá t.d. frétt ESO1034.

Heimildir

  1. Carroll, B. W. og D. A. Ostlie (2007). An Introduction to Modern Astrophysics. San Fransisco: Addison Weasley.
  2. Freedman, R. A. og W. J. Kaufmann III (2008). Universe. New York: W. H. Freeman and Company.
  3. Hartle, J. B. (2003). Gravity: An Introduction to Einstein's General Relativity. San Fransisco: Addison Weasley.
  4. Hawking, S. W. (1999). Saga tímans. Hið íslenzka bókmenntafélag, Reykjavík.
  5. Ridpath, I. (ritstj.) (2001). Encyclopedia of the Universe. Harper Collins Publishers, London.

Tengdar greinar

Hvernig vitna skal í þessa grein

  • Ottó Elíasson (2010). Svarthol. Stjörnufræðivefurinn. http://www.stjornuskodun.is/svarthol (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.“