Astronomi 2

Indledning | Udforskning af rummet | Iagttagelser | Iagttagelse af rummet fra Jorden | Iagttagelser fra rumfartøjer og besøg på Månen | Måling af afstande i rummet | Astronomiske måleenheder | Parallakse-metoden (trekantmåling) | Radarmetoden | Lasermetoden | Lysmåling | Analyser | Spektroskopi | Fotometri (lysmåling) | Fortolkning af lysets "spor" | Teorier | Hvordan begyndte det hele? | Stjerners fødsel og udvikling | Vort mælkevejssystem | Himmelske fænomener med jordiske spor | Tidevand | Nordlys (eller Aurora Borealis) | Links

Kloderne er tegnet i korrekt størrelsesforhold - men ikke afstandsforhold.

Indledning

Lad os starte denne afdeling med at repetere hovedtrækkene i det verdensbillede, vi har i dag: 

Jorden er én ud af de ni planeter, der kredser om den stjerne, vi kalder Solen.

Solen er én blandt de tohundrede milliarder stjerner, der er i vor galakse, mælkevejssystemet.

Mælkevejssystemet er én galakse blandt de hundrede milliarder galakser, der tilsammen udgør verdensrummet.

   

Fred befinder sig i udkanten af vor galakse (mælkevejsystemet) og kikker på tjernebilledet Andromeda. Dér ligger den nærmeste nabogalakse, M31, der kan ses på den nordlige halvkugle.

 
Det er ganske forståeligt, hvis det svimler for Fred på tegningen ovenfor. Disse gigantiske tal og afstande er på samme tid ufattelige og fortryllende - og for øvrigt ikke særlig nøjagtige, men de skal blot give en fornemmelse af rummets dimensioner.
Selvom vi mennesker synes, vi er det vigtigste i verden, bliver vi dog nødt til at erkende, at vi udgør en forsvindende del af den. Og oven i købet må du og jeg hver for sig finde os i bare at være én ud af fem milliarder mennesker og én ud af hundreder milliarder af organismer på denne klode!

Udforskning af rummet

Mennesker har altid været fascineret af at kikke på himlen eller verdensrummet og alle de lysende genstande og fænomener, man kunne opleve deroppe. 
Dér har spåmænd, astrologer, medicinmænd og mirakelmagere søgt forklaringer på en mængde jordiske og menneskelige forhold som naturkatastrofer, sygdomme og menneskers livsløb.
Samtidig har nysgerrige og videbegærlige mennesker i årtusinder hungret efter at forstå, hvad der foregår i rummet omkring os, og på den baggrund er astronomien som videnskab blevet til. Lad os kikke nærmere på denne videnskab og prøve at få oversigt over, hvordan udforskningen af rummet forgår i dag.
Der er fire grundlæggende aspekter i astronomien som i alle andre naturvidenskaber:

bulletiagttagelser med omhyggelige beskrivelser
bulletmåling af afstande i rummet (med tilhørende beregninger)
bulletanalyser af materialer, iagttagelser og målinger
bulletteorier / hypoteser på baggrund af de tre foregående punkter

 

Iagttagelser

De fleste astronomiske fænomener foregår langt fra os, og i så tilfælde må vi nøjes med at kikke på himlen og gøre iagttagelser med øjnene eller andre "kikkeinstrumenter". Vigtige undtagelser er dog udforskningen af Jorden som planet og studier af meteoritter, foruden naturligvis resultater af de besøg mennesker og "robotter" gør i rummet og på planeterne og deres måner, samt fænomener ved Jorden affødt af andre himmellegemer, fx nordlys og tidevand.
Lad os skabe et overblik over iagttagelsesmulighederne:

Iagttagelse af rummet fra Jorden

Med det blotte øje - den gode gamle metode, der nu som altid er og har været enhver seendes mulighed - bydes der på mange spændende oplevelser i forbindelse med stjerneskud, kometer, planeter, nordlys, stjernebilleder, Solens og Månens gang og meget, meget andet. 
Skal man se galakser og stjerner uden for vort eget mælkevejssystem (vor egen galakse), er man nødt til at bruge hjælpemidler.

En almindelig kikkert har alle mulighed for at låne eller købe. Med sådan en udvider man sine muligheder for "rumforskning" betydeligt. Man kan studere månelandskaber, planeter, planetmåner og nye, spændende detaljer på stjernehimlen.

Med stjernekikkerter eller teleskoper ser man endnu fjernere objekter ("stjerner") og fænomener, og solsystemets detaljer kan aflures. Man kan få stjernekikkerter til priser fra et par tusinde til millioner af kroner, men selv de små, billige åbner for et væld af "himmelske" oplevelser. Er man fingersnild kan man i øvrigt selv bygge sig en stjernekikkert. Der findes masser af opskrifter på dem i blade, bøger og på internettet.

Med radioteleskoper kan man opfange usynlig elektromagnetisk stråling og på computer omsætte den til synlige billeder af meget fjerne eller meget lyssvage objekter. Disse gigantiske og kostbare apparater er forbeholdt den videnskabelige verden. Forskere har med dem lavet billeder af objekter så fjerne, at den elektromagnetiske stråling har været op til ti milliarder år undervejs, før lidt af den blev opsnappet af teleskoperne og registreret og behandlet i videnskabmændenes computere. Men de fleste billeder bliver offentliggjorte, så enhver kan se dem på tryk eller hente dem på Internettet.

Iagttagelser fra rumfartøjer og besøg på Månen

Masser af rumfartøjer er blevet sendt op i astronomisk øjemed og udstyret med forskellige "iagttagelses-apparater", som har videresendt deres iagttagelser til rumforskere på Jorden. Apparaterne er af samme slags, som dem på Jorden, men der er ingen atmosfære til at forstyrre de elektromagnetiske bølger (lys, radiobølger mv.), så man kan få langt skarpere billeder, og dermed også nye detaljer, fra både det ydre rum og fra solsystemet. 

 

 

 Hubble Space Telescope

Det fornemmeste "rumteleskop", der hidtil er sendt op er Hubble Space Telescope, der har sendt enorme mængder af fremragende billeder til Jorden.

Man har også sendt rumfartøjer ud på rejse i solsystemet med det formål at hjemsende nærbilleder af planeter, måner, asteroider, kometer mm.

 

 Asteroiden Ida med sin måne.

 

Nogle af disse fartøjer er landet og har landsat udstyr på Månen og nogle planeter, så videokameraer har kunnet lave nærbilleder og robotter kunnet "stikke grabberne i jorden" for at undersøge overfladen nøjere.

 

 

 I nogle få tilfælde (første gang d. 21. juli 1969) har der endda været mennesker på Månen for gøre direkte iagttagelser på stedet, og det er da også planen, at mennesker skal sendes til bl.a. Mars, men det er kostbart og en lang tur (omkring to år til Mars), så robotter bliver nok for det meste foretrukket de første mange år.

Måling af afstande i rummet

Hvor langt er der ud til planeterne, stjernene eller til Solen? 
Hvad vejer Månen? 
Hvor stor er Jupiter?
Hvordan kan man lave et stjernekort på et fladt stykke papir?
Disse og mange andre spørgsmål kan kun besvares, hvis vi kan foretage målinger af afstande i rummet, og det har vi mange metoder til i dag. 

Når vi snakker astronomi, må vi vænne os til at snakke store tal og vanskelige målinger. De to ting hænger for øvrigt nøje sammen: Vanskelighedernes skyldes simpelthen de enorme afstande og størrelser, vi har med at gøre. Lad os lige starte med en oversigt over de måleenheder, man bruger i astronomien.

Astronomiske måleenheder

Ét lysår er den afstand, lyset tilbagelægger på ét år, og da dens hastighed er 2999.792 km/s, får vi
1 lysår = 9,461 × 1012 km.
eller
1 lysår = 9.461.000.000.000 km

Forestil dig, at du står på en stjerne og kikker ind på Solen og Jorden, og at vinklen mellem sigtelinien til Jorden og til Solen er 1" (1 buesekund = 1/3600°), da er afstanden til Solen 1 parsec.

1 parsec = 3,26 lysår

En astronomisk enhed (AE) er afstanden fra Jorden til Solen, eller 149.600.000 km, eller man kunne også sige 8 lysminutter.

1 AE = 1,49 × 108 km 
eller 
1 AE = 8 lysminutter

Parallakse-metoden (trekantmåling)

Den målemetode, som har været kendt længst, er trekantmåling (trigonometri), der er baseret på et ret enkelt princip.
På tegningen her under står Ib og Bo på hver deres bakketop og skal måle afstanden til en bestemt mølle på den anden side af sundet. De har hver en kæmpestor passer lavet af to lister og skruet sammen med en vingeskrue, så benene kan bevæges. 

Hver for sig sigter de nu på den anden med passerens ene ben og på møllen med det andet. Afstanden mellem deres to udsigtspunkter har de målt i forvejen, og med en vinkelmåler finder de vinklerne mellem benene på begge passere, vinkel I og vinkel B. Hvis Ib og Bo nu har lært trigonometri, kan de uden videre beregne afstandene |IM| og |BM|, og opgaven er løst. 
Hvis basislinien (afstanden |IB|) er lille, vil der være meget lille forskel på vinklerne, som Ib og Bo måler, og det gør afstandsberegningerne unøjagtige. Det er det, der volder problemer, når man skal måle afstanden til stjernerne med den metode.
På næste tegning ses metoden anvendt i forbindelse med måling af afstanden til en stjerne. For at få en stor basislinie, laver man vinkelmåling til stjernen med et halv års mellemrum, så kan man bruge diameteren i Jordens bane om Solen som basislinie - den ved man er 300.000.000 km. 

 

 Men selv med denne kæmpestore basislinie bliver forskellen på de to vinkler meget lille - til den nærmeste stjerne 0,76" (0,76 buesekunder, husk: ét buesekund = 1/3600°, ), så vinklerne på tegningen er vildt overdrevne. Det forstås, når vi nu véd, at afstanden til samme stjerne er godt 4 lysår eller ca. 38.000.000.000.000 km eller mere end 100.000 gange basislinien!
Den samme målemetode er langt mere anvendelig til at måle afstanden til de nærmeste planeter i vort solsystem. I princippet kan man bruge Jordens diameter som basislinie og foretage samtidige målinger af vinklen til fx Mars eller Månen fra to diametralt modsatte punkter på jordkloden. I praksis nøjes man dog med mindre afstande mellem de to iagttagere.

Radarmetoden

I solsystemet kan man dog også bruge radarmetoden til at måle afstande. Den er meget nøjagtig. En kort, kraftig radarimpuls sendes mod den planet, man vil måle afstanden til. Planeten sender et svagt ekko tilbage, og tiden mellem afsendt og modtaget impuls måles. Da radarbølgers (elektromagnetiske bølger) hastighed er 300.000 km/s, kan man beregne længden af den tur de har været på. Afstanden til planeten er da det halve af denne tur.

Lasermetoden

I dag har man imidlertid målt afstanden til Månen fantastisk nøjagtigt ved at sende laserlys derop og lade den reflektere (kaste tilbage) af nogle spejle, astronauter anbragte under deres månebesøg. På den måde kan afstanden til Månen måles med få millimeters nøjagtighed, og man har fundet ud af, at Månen fjerner sig fra Jorden med 3,5 cm om året! Metoden er meget præcis, fordi man kender lyset hastighed meget nøje og kan måle tiden, det tager for lyset at komme frem og tilbage, særdeles nøjagtigt. Metoden svarer helt til radarmetoden.

Når man kender afstanden til en planet og dens vinkeldiameter (vinklen over dens diameter), kan man let beregne planetens størrelse (ved hjælp af trigonometri).
Præcise massemålinger laver man i dag ved at sende en rumsonde tæt forbi planeten og så måle planetens påvirkning af rumsondens bane.

Lysmåling

Afstanden til fjerne stjerner kan ikke måles ved trekantmåling, fordi forskellen på vinklerne målt med et halvt års mellemrum er for lille. Er stjernerne mere end 1000 lysår væk, må man finde andre metoder, og én af dem er sammenligning af stjerners lysstyrke.
Forestil dig, at der på en gade er tre stoplys med 100 meters mellemrum og, at du står 100 meter fra det første.

 

 Du vil ikke være det mindste i tvivl om, at lyset fra det første virker kraftigere, end lyset fra det næste, som igen virker kraftigere, end det sidste. Du ved imidlertid, at lamperne i dem faktisk lyser lige stærkt, det er blot på grund af afstanden hen til dem, at forskellen opstår.
Målinger viser, at hvis lampe nr. 2 er dobbelt så langt henne som nr. 1 bliver lyset fire ( = 22) gange så svagt, og når lampen er tre gange så langt henne, bliver lyset ni ( = 32) gange svagere. Man siger, at lysets styrke aftager med kvadratet på afstanden. 

 

Den samme lysmængde skal dække et ni gange så stort areal, når det 
er tre gange så langt væk fra lyskilden. Det betyder, at lysmængden 
pr. arealenhed (=lysstyrken) er ni gange mindre.
Hvis man er sikker på, at to stjerner er af samme slags og dermed faktisk udsender lige stærkt lys, kan man, ved at måle styrken af den lys, der når Jorden, let regne ud, hvor meget længere den ene er fra Jorden, end den anden. 

Lad os tage et eksempel: Lyset fra stjerne A er 400 gange svagere, end lyset fra stjerne B. Så må A være kvadratroden af 400, altså 20 gange længere væk end B. Fra andre målinger ved man, at B er 27 lysår væk, altså må A være 20 × 27 lysår eller 540 lysår væk.

Metoden er udviklet meget mere, end vi kan komme ind på her, så den er særdeles anvendelig til måling af afstande til nok så fjerne stjerner, der kun kan iagttages gennem de bedste teleskoper.
Lignende metoder bruges også til at bestemme galaksernes afstande.

Analyser

Det er rart nok at vide, hvor langt planeter, sol og stjerner er henne, men det ville også være dejligt at finde ud af, hvad de er lavet af.
I disse rumfartstider er det jo muligt at sende folk eller robotter op på planeterne og tage prøver, lave undersøgelser af prøverne og fotografere dem og endelig sende resultaterne til Jorden (eller måske direkte bringe dem ned på Jorden) - sådan som man fx gør med Mars Pathfinder. Det giver nogle enestående muligheder for at få stor viden om planeterne, men hvad med stjernerne
Det er straks et større problem, for dem kan man (endnu) ikke sende rumskibe ud til, man må nøjes med det, de selv sender ned til os, nemlig elektromagnetisk stråling: Radiobølger, infrarødt lys, synligt lys, ultraviolet stråling, røntgenstråling og gammastråling. 
Ved at undersøge (analysere) disse forskellige typer bølger/stråling, kan man faktisk også få temmelig stor viden om de fjerne himmellegemer.
Den elektromagnetiske stråling kan analyseres på forskellige måder, men vi vil koncentrere os om en vigtig metode, der kaldes spektroskopi, og som bl.a. anvendes i forbindelse med undersøgelse af synligt lys.

Spektroskopi
Når hvidt lys brydes i vand, glas eller lignende, kan der dannes et spektrum, fx som kæmpeudgave i form af en regnbue. Man kan selv fremkalde det med et trekantprisme ved at sende et almindeligt hvidt lysbundt ind i prismet som vist her under:

 

Det samme kan laves med et optisk gitter, dvs. meget tætte linier ridset i en glasplade.

Man kan bruge enten prisme eller optisk gitter til at lave et interessant instrument, et spektrometer, som bruges til at analysere synligt lys med.
Ser man på en almindelig glødelampes spektrum i dette instrument, vil man få et pænt jævnt spektrum, et kontinuert spektrum, med alle farver, der danner glidende overgange. Dette spektrum kommer fra glødende ting, og det fortæller først og fremmest noget om legemets (fx lampens eller stjernens) temperatur.

 

 Hvis man i stedet kikker på spektret fra et lysstofrør, vil man få nogle markante lysende liner, et såkaldt linie-spektrum.

 

 Dette spektrum fortæller præcist, hvilke stoffer, der har udsendt lyset, idet hvert atom og hvert molekyle har deres særlige spektrum. Ved at studere stjernernes lys, kan vi af deres linie-spektre få noget at vide om, hvad stjernerne er lavet af.

Når hvidt lys passerer igennem visse luftarter, kan disse opsuge (absorbere) visse dele af lyset - i disse tilfælde bliver der sorte striber, absorptionslinier, i spektret, og det kaldes et absorptions-spektrum

 

 
Absorptionsspektrum med Na-stribe 
- dvs. lyset har passeret natriumdampe

Striberne fortæller hvilke stoffer, der er i de lag, lyset har passeret, før det kom til spektrometeret. Hermed kan vi få at vide noget om, hvad er er i atmosfæren omkring planeter, solen eller i de varme dampe omkring stjernerne.

Solen, der jo er en stjerne, er meget varm og udsender derfor et kontinuert spektrum, men ser man omhyggeligt efter er der en mængde mørke striber i solspekteret - det er netop absorptionslinier, der fortæller om de gasser Solen er omgivet af.

ADVARSEL: Se aldrig direkte på Solen, heller ikke gennem et spektrometer eller et andet instrument - du kan ødelægge øjnene ved det! Solens spektrum kan enten studeres på en hvid skærm eller du kan studere sollyset ved at rette spektrometeret mod et stykke hvidt papir, som Solen skinner på.

Hvis man bruger et gitter i stedet for et prisme, kan man lave spektre af elektromagnetiske bølger med både meget kortere og meget længere bølgelængder, fra det infrarøde område til røntgenstråler. 
Mikrobølger og radiobølger kan man omsætte til elektriske impulser og bagefter filtrere impulserne - sådan laver man spektre af disse stråler.

Det betyder alt i alt, at man kan lave ganske tilsvarende spektralanalyser af de fleste andre typer elektromagnetisk stråling som af synligt lys, og dermed kan man danne sig et meget fyldigt billede af det meste af strålingen fra verdensrummet og dets objekter (stjerner osv.).

Fotometri (lysmåling)

En anden måde at analysere stjernernes lys på er ved fotometri. 
Den simpleste og ældste form er at vurdere himmellegemernes lysstyrke og farve med det blotte øje. Alle synlige stjerner, planeter mv. kan på den måde deles ind i lysklasser efter, hvor kraftigt de lyser sammenlignet med hinanden. Det menneskelige øje kan ved træning skelne temmelig små forskelle i lysstyrke, og dermed kan man lave en fin oversigt over alle himmellegemers synlige lys.
Men som vi ved, afgiver de megen anden elektromagnetisk stråling, og alle slags kan man i dag opfange med særlige detektorer (elektroniske indretninger som fx fotoceller eller antenner) eller på film.

Lad os tage et eksempel:
Man vil undersøge strålingen fra Solen, og det er kun røntgenstrålingen, man er interesseret i. Så sætter man - foran sin røntgenstråle-detektor - et filter, der bare lader disse stråler passere og bremser alle andre slags. Ved nu at lade detektoren opfange det, der slipper igennem filtret, og en computer registre og lave beregninger på det, kan man få et skærmbillede af Solen set med "øjne", der kun kan se røntgenstråler. Og computerens "hjerne" har tabeller og kurver over styrken af strålerne over hele solfladen.
Så er tiden ellers kommet til at fortolke det billede og de tal man har i computeren.

Fortolkning af lysets "spor"

Når man vil prøve at forstå eller fortolke det væld af oplysninger, man kan få om sol og stjerner ved afstandsmåling, spektroskopi og fotometri, må man paradoksalt nok have stort kendskab til de mindste dele, nemlig molekyler, atomer, ioner, protoner, elektroner og andre partikler. 
Man må vide, hvordan elektromagnetisk stråling (og dermed også lys) opstår og opfører sig under forskellige forhold. 
Ved at lave forsøg i laboratorier på Jorden kan man iagttage mange af de samme strålingsfænomener, som dem man støder på fra rummet. Så kan man af den vej slutte sig til, hvad der foregår på stjernerne.
Da vi samtidig har en stjerne af almindelig type som centrum for planeternes baner, kan vi foretage "nærstudier" af dén og overføre vores viden på verdensrummets objekter.
Det er overraskende meget, vi kan få ud af den smule lys og de stråler, der netop rammer vores små instrumenter milliardvis af kilometer fra det, vi vil undersøge!

 

Teorier

Ud fra vores viden om Solen og de mange oplysninger om hver enkelt objekt (himmellegeme) kan man udtænke teorier om stjernernes opbygning og alder - ja, om hele verdensrummets alder, "udformning" og "opførsel".

Hvordan begyndte det hele?

Der har gennem tiderne været mange teorier om, hvordan universet blev til. I dag er big bang-teorien den teori, de fleste astronomer hælder til.
Teorien blev fremsat i 1948 af astronomen George Gamow og er senere blevet modificeret (lavet om, tilpasset), så den i stærkt forenklet form ser sådan ud:

For ca. 18 milliarder år siden skabtes universet ved en gigantisk eksplosion ud af "ingenting". I løbet af de første sekunder dannedes det stof, der gennem de mange milliarder års udvikling udgør stjernerne og andre himmellegemer, som vi kan se dem fx i vores solsystem og mælkevejssystem. 

Hvad kan man bygge sådan en teori på? 
Helt afgørende er det, at man faktisk kan "se tilbage i tiden", idet det lys, vore teleskoper opfanger fra de fjerneste objekter (kvasarer), blev afsendt for omkring 12-15 milliarder år siden eller endnu længere tilbage (kvasarerne er 12-15 milliarder lysår væk). Ved at analysere strålingen fra forskellige stadier af rummets udvikling, kan man danne sig et billede af udviklingen, også på et tidligere stadium.
Desuden har man i mange år vidst, at universet udvider sig. Alle objekter i rummet fjerner sig fra hinanden med stor hast som efter en eksplosion. Regner man baglæns på denne udvidelse, kommer man til resultatet, at den må være startet for 10-20 milliarder år siden!
Beregninger på baggrund af big bang-teorien forudsiger, at universets temperatur, som i givet fald skulle være restenergien efter big bang, burde være 3°K (-270°C). Målinger i dette årti har netop vist, at der er en baggrundsstråling svarende til 3°K!

Alt i alt må big bang-teorien siges at være det bedste bud, man for tiden har på universets skabelse og udvikling, hvor ufattelig den så end er. De urgamle spørgsmål melder sig hos enhver: Hvad var så før big bang? Hvad er der længere ude end 18 milliarder lysår?
Moderne fysik efterlader altid flere spørgsmål, end den besvarer, så der er nok at tage fat på, hvis du drømmer om at blive fysiker eller astronom.

 

Stjerners fødsel og udvikling

Hvordan kan man vide, hvordan stjerner udvikler sig? 
Forestil dig, at et intelligent rumvæsen, der intet kender til menneskets udvikling, pludselig kommer ned på Jorden og går en tur i Tivoli. Han vil snart danne sig et billede af menneskets udvikling fra spæd til olding uden at nogen behøver at fortælle ham noget om det.
Tilsvarende kan astronomer se så mange stjerner på alle mulige udviklingstrin, at de kan danne sig et billede af stjernernes liv fra vugge til grav.
Der er mange slags stjerner og dermed også mange måder, de kan udvikle sig på. Derfor er det efterfølgende blot ét eksempel ud af mange.

En stjerne starter sin tilværelse som en stor, forholdsvis kold gassky (overvejende hydrogen). På grund af massetiltrækningen trækker skyen sig sammen, alt imens den bliver varmere - stjernens indre kan blive op til 1.000.000°C.
På grund af den høje temperatur begynder der at ske en sammensmeltning af lette og tunge hydrogenkerner til heliumkerner, en fusion (som i en brintbombe). Processen frigør enorme mængder af energi i form af elektromagnetisk stråling, bl.a. synligt lys. 
Dette stadium i stjernens udvikling er det, der varer længst. Solen befinder sig på dette trin. 
På senere stadium vokser stjernen og bliver til en rød kæmpe og dernæst til en hvid dværg, som til slut kan eksplodere og blive til en supernova. Stjernens stof bliver nu spredt i rummet, og der er basis for en ny stjernedannelse, men nu af tungere grundstoffer dannet i den første stjerne.

Man mener, at Oriontågen er et eksempel på en gassky, hvori der dannes stjerner. Det foregår klumpvis i skyens udkant, og de nyfødte stjerner "æder sig ind på skyen", idet de efterlader sig en hale af stadig ældre stjerner.

Vort mælkevejssystem

For en myre, der kravler på et stort træ, er det vanskeligt at forestille sig, hvordan træet som helhed ser ud "ude fra". Nogenlunde således er vi stillet, når vi skal danne os et billede af den galakse, vi selv er inde i.
Men efterhånden har astronomer gjort så mange direkte og indirekte iagttagelser, at de ret sikkert kan fastslå, at vi befinder os i udkanten af en spiralgalakse af samme type, som findes masser af andre steder i verdensrummet - bl.a. er vor nabo, Andromedagalaksen (M31), af samme type.
Når du kikker op på mælkevejen, det "mælkehvide" bånd af stjerner hen over nattehimlen, så kikker du faktisk ind i vores galakses plan, hvor der naturligvis er langt tættere belagt med stjerner, end hvis du kikker på tværs af galaksen. Der, hvor koncentrationen af stjerner er allerstørst, er i retningen mod mælkevejens centrum.

 

 
Mælkevejssystemet roterer om sit eget tyngdepunkt (midtpunktet), én omgang på 225 millioner år (= ét kosmisk år).

Ser man mælkevejen fra siden, minder den om to tallerkener, der er lagt sammen, og set fra oven, er den spiralformet.

Vor galakse er spiralformet med Solen (og os) i yderkanten.

 Mælkevejen og dens omgivende korona (haloen). Skiven består af spiralarme af støv, gas og stjerner. Bulen indeholder først og fremmest gamle stjerner. Haloen består af kugleformede stjernehobe og andre objekter.

 

Himmelske fænomener med jordiske spor

Tidevand

Hovedårsagen til tidevand eller højvande og lavvande er Månens tiltrækningskraft. Tidevandet optræder to gange i hvert månedøgn. Et månedøgn er 24 timer 50 min og 28 sekunder. Det er den tid, der går, fra Månen står højst på himlen, til den gør det igen næste gang. Det skæve tal fremkommer, fordi Jorden drejer om sin akse i løbet af 24 timer, og Månen samtidigt roterer omkring Jorden, én omgang på 27,3 døgn.
Højvandet vil overalt på Jorden være maximal for hver 12 timer 25 min. Tilsvarende vil der være lavvande ca. to gange i døgnet.

 

 
Det lyder rimelig indlysende, at der bliver højvande på den side af jordkloden, der vender op mod Månen, men hvorfor også på den modsatte side? 
En meget forenklet måde at forklare det på er, at vandet på den side af Jorden, der er nærmest Månen, bliver tiltrukket mere af Månens gravitationskraft (masse-tiltrækningskraft) end jordkloden som helhed. Derimod bliver vandet modsat Månen tiltrukket mindre end kloden som helhed, og resultatet bliver, at vandet "buler ud" på begge sider af Jorden.
Vil du lidt mere i dybden med emnet, kan du studere artiklen "Tidevand".

Solen er imidlertid også årsag til højvande, men da afstanden mellem sol og jord er meget stor, er dens betydning meget mindre end Månens, nemlig ca. halv så stor.
Når sol og måne står i samme retning (nymåne) eller modsat retning (fuldmåne) arbejder sol og måne sammen om tidevandet, og vi får springflod (ekstra kraftigt højvande), og når Solens og Månens retning er vinkelret på hinanden (første og sidste kvarter), får vi nipflod (lavere højvande og højere lavvande).

 

Nordlys (eller Aurora Borealis)

Nordlys er et gigantisk lysshow, som naturen jævnligt byder på, når man bor i nærheden af nordkalotten. Tilsvarende er der sydlys (Aurora Australis) på sydkalotten, derfor bruger vi også ofte det fælles udtryk polarlys i stedet for. I Danmark bor vi netop så nordligt, at vi af og til kan opleve nordlys.

Skal man meget simpelt forklare, hvad det er, kan man sige, at Solen ind imellem udslynger store strømme af partikler i tilfældige retninger. Nogle af disse strømme rammer Jordens atmosfære, som så begynder at lyse.

På Solen er der en del såkaldte koronahuller. Fra dem strømmer der energirige partikler - overvejende elektroner og protoner - ud med enorm hastighed og danner det vi kalder solvinden. Det er denne solvind, der skaber nordlys, når den rammer atmosfæren.

Da solvinden består af elektriske partikler, opstår der problemer, når den forsøger at trænge gennem Jordens magnetfelt. Den kan kun trænge et stykke ind, så bliver den afbøjet og følger magnetfeltet mod Jordens nord- og sydpol. Når partiklerne fra solvinden følger magnetfeltet ledes de lige ind i Jordens atmosfære omkring polerne. Derfor opstår Aurora Borealis kun ved polerne, hvor jo også de magnetiske poler findes.

Hvorfor lyser luften, hvor solvindens partikler trænger ind i atmosfæren?
Der sker noget tilsvarende, som når vi sender en elektrisk strøm gennem en stærkt udpumpet glaskolbe, her begynder luften også at lyse på samme "blamrende" måde. De hurtige elektriske partikler rammer luftens atomer og slår ved nogle af sammenstødene elektroner ud i en ny bane, hvorfra de straks igen falder tilbage. Under tilbagefaldet afgiver de en foton - altså en lyspartikel, eller man kunne sige et lysglimt. Da alle sammenstød ikke er lige kraftige, bliver elektronspringene også forskellige, og til hvert elektronspring svarer en bestemt farve lys - derfor polarlysets skiftende farver. Milliarder af sammenstød resulterer i det naturens skuespil, som polarlys er.