Ting som blir omtalt spesielt i denne artikkelen er okkultasjoner, stjernenes egenbevegelse, åpne stjernehoper, kulehoper, supernovaer, pulsarer og nøytronstjerner.

Aldebaran er himmelens 13de klareste stjerne med en lysstyrke som varierer svakt fra 0.78 til 0.93 mag. Den ble av de gamle Persere betraktet som en av de fire kongelige stjernene. De tre andre var Antares i Skorpionen, Regulus i Løven og Fomalhaut i De Sydlige Fiskene.

Aldebaran er en rød-orange moderat stor kjempestjerne med diameter ca. 40 ganger større enn solas. Den blir derfor en pusling i forhold til de virkelige superkjempene som Betelgeuse i Orion (se Corona nr. 2/99). Aldebarans lysstyrke er omtrent 125 ganger større enn vår egen sol. Dens avstand er rundt 68 lysår, og den fjerner seg fra oss med en fart på drøyt 50 km/sekund. Dette er en moderat hastighet i astronomisk sammenheng. Overflatetemperaturen er lav, som for alle rødlige stjerner, nemlig rundt 3100° C. Dens gjennomsnittlige tetthet er så lav som 1/20 000 av solas tetthet.

Okkultasjoner av Aldebaran.

Aldebaran er en av de få virkelig sterke stjernene som måneskiven kan blokkere lyset fra ved at den passerer mellom oss og stjernen. Dette kalles på fagspråket en okkultasjon (tildekking). De skjer da gjerne mange måneder etter hverandre. Enkelte ganger, som i 1978, kan Aldebaran faktisk okkulteres hver måned i gjennom et helt år. Så kan det gå lang tid til neste gang dette skjer. Vi avsluttet en slik bølge av okkultasjoner i september 1999. Den neste perioden er februar til desember 2015.

Okkultasjoner av sterke stjerner som Aldebaran og Regulus er spesielt spennende å se i store og moderat store kikkerter når stjernen forsvinner på den siden av månen som ikke er belyst. Dette betyr at okkultasjonen må skje før månen er full siden månen beveger seg østover i ekliptikken (se egen boks på side 5). Helst skal det skje når månen er mindre enn halv. Da blir fenomenet lite sjenert av månelyset.

Det er månens manglende atmosfære som gjør slike okkultasjoner så spennende. Det er ingen luft som gradvis slukker stjernen når måneskiven nærmer seg. I stedet ser det ut som om Aldebaran "henger" på måneranden en stund før den plutselig blir borte.

Okkultasjonen av Aldebaran i 509 e.Kr. avslørte stjerners egenbevegelse.

Okkultasjoner har spilt en viktig rolle opp gjennom astronomiens historie. Her har man nemlig på en enkel måte kunnet måle månens presise bane og stjerners nøyaktige posisjon på himmelen. Det var for eksempel en okkultasjon av Aldebaran sett fra Aten i år 509 e.Kr. som gjorde at vi oppdaget at stjernene slett ikke står stille på himmelen slik vi gjerne tror. Edmund Halley regnet nemlig ut månens posisjon ved denne okkultasjonen, og fant at Aldebaran måtte ha flyttet seg merkbart i løpet av de drøye 1200 årene som var gått siden den gang. På bakgrunn av dette offentliggjorde han i 1718 sin oppdagelse av det vi kaller en stjernes egenbevegelse ("Proper motion" på engelsk). Dette er et tall som angir hvor mye en stjerne flytter seg på himmelen i forhold til de aller fjerneste stjernene fra et gitt tidspunkt til akkurat samme tidspunkt året etter. Som regel er denne bevegelsen for liten til å merkes i løpet av et menneskes liv.

Stjerner som er nær jorda, og som har stor hastighet på tvers av siktelinjen mellom oss og stjernen, har størst egenbevegelse. Nyere beregninger viser at Aldebaran beveger seg ca. 7’ (buesekunder) i løpet av 2000 år. Månens utstrekning på himmelen er til sammenligning ca. 30’. Aldebaran beveger seg altså ca. ¼ månediameter i løpet av 2000 år. Det er Barnard’s stjerne i Slangebæreren (Ophiuchus) som har den største kjente egenbevegelsen med 1° (to månediametere) på 351 år. Dette er såpass mye at bilder tatt med moderat store amatørteleskoper med noen års mellomrom tydelig viser at stjernen har flyttet seg.

Variable stjerner.

T Tauri er en ganske pussig stjerne. I tillegg til å variere svært uregelmessig, så har den en variabel gasståke litt vest for seg. I tiårene etter oppdagelsen i 1852 var den synlige delen av gasståken (når den var synlig) 40" sørvest for T Tauri. Det er altså andre deler av tåken som lyser i dag. Den har blitt merkbart sterkere de siste 70 årene. Tåken består av minst fire overlappende filamenter som til sammen danner en ca. 60° bue rundt T Tauri. Stjernen selv kan ha lange perioder hvor lysstyrken nesten ikke varierer. Plutselig finner den det imidlertid for godt å endre lysstyrken fra 9. til 13. mag. eller omvendt i løpet av noen uker. Dette tilsvarer en endring i lysstyrke på 100^0.2*(13-9) = 100^0.8 » 40 ganger. Lysstyrken er ofte mellom 10. og 11. mag. som vist på denne figuren fra Burnham’s Celestial Handbook. Stjernen egner seg neppe for teleskoper mindre enn 6 tommer.

T Tauri er en dvergstjerne med en energiutstråling som er omtrent som for sola. Ekspertene er enige om at disse stjernene er født helt nylig fra de tåkene som alltid ses i nærheten av dem. Brede absorpsjonslinjer i stjernens spektrum tyder på hurtig rotasjon.

RR Tauri og RV Tauri er andre variable stjerner av sjeldne typer. De varierer svært uregelmessig.

Stjernehoper.

To av himmelens nærmeste og mest spektakulære åpne stjernehoper finnes i Tyren. De heter Pleiadene og Hyadene.

Stjernehoper er grupper av stjerner som er omtrent på samme avstand fra oss og er fysisk knyttet til hverandre slik at de beveger seg med tilnærmet samme retning og hastighet gjennom universet. Dette skyldes at stjernene er født i en og samme store gassky. Dette gir gjerne det som kalles åpne hoper hvor stjernene er plassert ganske tilfeldig i forhold til hverandre, og ikke spesielt tett sammen. Disse hopene ser derfor relativt ustrukturerte og "åpne" ut fra jorda. Vi finner dem spredt rundt i spiralarmene og innover mot sentrum av vår galakse. De er dannet opp gjennom hele galaksens historie, og flere dannes stadig vekk. De inneholder fra noen titalls til mange hundre stjerner hver. En ny stjernehop er antakelig i ferd med å dannes i Oriontåken.

Tidlig i galaksenes historie utviklet det seg også en annen type hoper hvor tusenvis av stjerner dannet tette, og nesten kuleformede, ansamlinger av stjerner. Disse finnes stort sett utenfor galaksens plan, og altså i et område hvor det ellers er lite stjerner. De kalles kulehoper på grunn av sitt kuleformede utseende. Det finnes ingen store kulehoper i Tyren. M13 i Herkules er den fineste kulehopen som er synlig fra Norge.

Pleiadene.

Denne åpne stjernehopen er også kjent under navnet sjustjerna, de syv søstre, de syv duene og M45 (Messier 45). I følge et av sagnene i Gresk mytologi var de døtre av Pleione og kjempen Atlas. Sistnevnte ble av gudene dømt til å bære himmelhvelvingen oppe på sine skuldre slik at den ikke falt ned på jorda. Dette var en straff for Titanenes (kjempenes) kamp mot gudene. Vi finner ham forstenet som den kjente Atlas-fjellkjeden i Nordvest-Afrika.

Sagnet sier videre at Pleiadene passet på den hellige Tyren, Taurus, og at de pådro seg den mektige jegeren Orions vrede når de lo av ham en gang han mislyktes i å fange Tyren. De reddet seg ved å be gudinnen Afrodite forvandle seg til duer slik at de kunne fly i sikkerhet mot himmelen. De fikk så i oppdrag å hente mat og drikke (ambrosia og nektar) til gudene. Som takk for lang og tro tjeneste fikk de evig liv på stjernehimmelen ved siden av sin høyt elskede Tyr som hele tiden vokter dem mot Orion som fremdeles jakter på dem. Se http://www.nvg.org/org/taf/tema/orion.htm for detaljer.

Uten kikkert ser Pleiadene vanligvis ut som en tett ansamling av 6 eller 8 stjerner. Enkelte påstår imidlertid at de kan se minst 11-14 stjerner under helt perfekte forhold. Faktisk har hele 20 stjerner lysstyrker som gjør at de teoretisk skulle være mulige å se uten kikkert. I praksis er dette umulig fordi stjernene befinner seg for nær hverandre og for nær de klareste stjernene i hopen slik at disse blender bort de svakeste. De sju søstrene er Alcyone (2.86 mag.) Electra (3.70 mag.), Maia (3.86 mag.), Merope (4.17 mag.), Taygete (4.29 mag.), Celaeno (5.44 mag.) og Sterope (dobbel, 5.64 og 6.41 mag.). I tillegg er far Atlas (3.62 mag.) og mor Pleione (variabel, maks. 5.09 mag.) en del av hopen. Alle disse ni stjernene ligger innenfor et område på 1° . I en avstand på ca. 410 lysår betyr dette at de ni stjernene befinner seg innenfor et område på ca. 7 lysår. De er alle blå kjempestjerner som er innhyllet i et blålig tåkeslør fra den gasskyen de ble dannet fra. Tåkesløret består av stjernelys som reflekteres i støv og kanskje også litt større partikler og steiner. Tåkesløret kan komme frem på bilder tatt med minst 5 minutters eksponeringstid med f.eks. 300mm telelinse. Ved gode forhold er tåken rundt Merope synlig i 6 tommers teleskoper. Stjernehopen er trolig "bare" 20 millioner år gammel. Stjernene i den beveger seg en månediameter på himmelen i samme retning i løpet av litt mer enn 30 000 år.

Hele 78 stjerner ble nedtegnet av Hooke i 1664 med et 5 cm teleskop, og ca. 625 stjerner med lysstyrke 14 mag. eller sterkere er synlige. Moderne teleskoper viser over 2 000 stjerner i området. Av disse er trolig ca. 500 virkelige medlemmer av stjernehopen. De andre ligger bare tilfeldigvis i samme retning sett fra jorda.

Pleiadene er et vakkert syn under gode forhold i en 16x70 eller 20x80 prismekikkert. Selv i en 7x50 prismekikkert er den usedvanlig flott. Hopen inneholder en rekke både fysiske og optiske dobbeltstjerner. Fysiske dobbeltstjerner er fysisk nær hverandre og går i bane rundt et felles tyngdepunkt, mens optiske dobbeltstjerner bare tilfeldigvis står i samme retning sett fra jorda.

Pleiadene ligger bare 4° fra ekliptikken. Månen kan derfor passere rett over hopen. Ved første øyekast tror de fleste at måneskiven kan dekke hele hopen samtidig. Dette er imidlertid langt fra riktig. Mange tror det ikke før de ser det, men hele måneskiven får faktisk plass mellom Alcyone og Electra eller mellom Merope og Taygete. Kikk opp på Pleiadene selv en kveld, og se hva du synes. Vent så på beviset. Men du må være tålmodig, for månen passerer ikke gjennom de sentrale delene av Pleiadene igjen ved mørk himmel fra Trondheim før høsten 2006. De beste passasjene blir først i januar og februar 2008 og 2009. Passasjen rundt midnatt 23. februar 2007 burde også bli flott. Denne passasjen er vist nedenfor. Månens posisjon kl. 23:30 øverst, og kl. 00:30 nederst. Figurene viser at månen er omtrent halv og voksende. Beregningene er gjort og figurene er laget med SkyMap Pro 6.

Månens posisjon kl. 23:30 den 23. februar 2007.

Månens posisjon en time senere; kl. 00:30 den 24. februar 2007.

Hyadene.

Hyadene var i følge Gresk mytologi døtre av Atlas og Aethra, og altså halvsøstre av Pleiadene. Zevs gav dem det ærefulle oppdraget å ta vare på Baccus da han ble født. For dette ble de belønnet med en evig plass på himmelen.

Hyadene finner du i et ca. 3.5° stort område rundt og vest for Aldebaran. En rekke av stjernene er synlige uten kikkert. Hopen inneholder ca 130 medlemmer med lysstyrke 9 eller sterkere. Den er så nær oss at det ved første øyekast kan være vanskelig å forestille seg den som noe annet enn en uvanlig stor tilfeldig ansamling av stjerner. I en prismekikkert ser du et mylder av stjerner i området. Synet blir spesielt flott fordi sterke og rød-orange Aldebaran er i samme felt. Det finnes medlemmer av denne stjernehopen som er hele 24° fra hverandre på himmelen. Sola hadde lyst med en styrke på 7.7 mag dersom den hadde vært i sentrum av Hyadene.

Hyadene er en av de viktigste stjernehopene på himmelen fordi den er så nær jorda at vi kan måle avstanden til den ganske nøyaktig. Verdien er i følge Burnham’s Celestial Handbook 130 lysår til sentrum av hopen. Dette er viktig blant annet fordi slike hoper inneholder mange stjerner. Den relative fordelingen av lysstyrker og spektra til stjernene i slike hoper forventes derfor å være omtrent den samme for hoper med samme alder. Av samme grunn forventer man at de sterkeste stjernene i hoper som ligner hverandre har omtrent lik lysstyrke. Disse tingene kan man bruke til å beregne avstanden til fjernere hoper dersom man kjenner avstanden til de nærmeste hopene. Man kan også finne stjernehoper i andre galakser slik at disse kan brukes sammen med andre metoder for å anslå avstanden til disse galaksene. Dette skal vi komme mer detaljert tilbake til i senere utgaver av Corona.

En annen viktig ting med at Hyadene er så nær oss, er at vi kan observere også små/svake stjerner som er usynlige for oss i fjernere hoper. På denne måten får vi et bedre bilde av hele hopen enn det vi ellers gjør. Dette forteller oss mye om hvordan stjernedannelse skjer i store gasskyer.

Vi finner ingen tåkerester rundt stjernene i Hyadene slik vi gjør i Pleiadene. Dette kommer av at Hyadene er en mye eldre stjernehop enn Pleiadene. En alder på 400 millioner år er foreslått. Stjernedannelsen er derfor ferdig for lenge siden slik at større konsentrasjoner av gass ikke finnes lenger. Dette ser vi også ved at hopen ikke inneholder noen blå kjempestjerner med høy overflatetemperatur slik som Pleiadene gjør. Dette er nemlig svært store stjerner som lever korte, men intense liv, og som derfor bare kan forekomme i stjernehoper hvor stjernedannelse fremdeles pågår eller sluttet for kort tid siden.

Noen av Messier objektene er synlige uten kikkert, blant annet M31- Andromedatåken, M42 – Oriontåken og M13 – kulehopen i Herkules. Andre er vanskelige å se selv i ganske store amatørteleskoper dersom forholdene ikke er gode eller observasjonen gjøres fra et sted som er sjenert av for mye lys. Objektene betegnes med bokstaven M for Messier etterfulgt av et tall som viser rekkefølgen han katalogiserte objektene i. Krabbetåken, som er det første objektet Messier førte opp i sin katalog, har derfor betegnelsen M1. Listen inneholder galakser, stjernehoper, gasståker og planetariske tåker. Mange hobbyastronomer "jakter" aktivt på Messier-objekter for å finne flest mulig av dem.

En massiv stjerne dør.

Krabbetåken er et resultat av en av universets mest dramatiske hendelser; en stor stjernes voldsomme død. Dette er stjerner som har en masse på 2-3 ganger solas masse når de dør. Etter hvert som de går tom for hydrogen og helium i kjernen, starter de å brenne karbon til tyngre grunnstoffer. Alle disse kjernereaksjonene produserer store mengder energi. Temperaturen i kjernen øker til 100 millioner° C! Mye av denne energien forsvinner ut som nøytrinoer, som er partikler som nesten ikke vekselvirker med annen materie. Dersom massen er stor vil dette kunne pågå helt til det dannes jern. Dannelse av jern og andre tunge grunnstoffer krever imidlertid energi snarere enn å frigi energi. Stjernen kommer i en energikrise som ødelegger den balansen det tidligere var mellom tyngdekraften som virker innover mot sentrum av stjernen og strålingstrykket som virker i motsatt retning. Tyngdekraften får fullstendig overtaket siden strålingstrykket reduseres kraftig, og stjernen bryter sammen for sin egen gravitasjonskraft i et enormt gravitasjonskollaps. Stjernens faller sammen mot sitt sentrum.

Vi vet alle hva som skjer når vi slipper en stein på for eksempel fem kg fra ti meters høyde. Den har da en såpass ubehagelig stor bevegelsesenergi når den tar bakken at det er relativt ugunstig å ha foten under steinen når den frigir denne energien. Det er da lett å skjønne at det er enorme energimengder som frigjøres når milliarder av tonn masse i løpet av kort tid styrter hundretusenvis av km innover i et enormt sterkt tyngdefelt. Denne energien kan umulig forbli i stjernens kjerne. I stedet kastes de ytre delene av stjernen ut i verdensrommet med hastigheter på over 1000 km pr. sekund i en vanvittig eksplosjon. Temperaturen og tettheten blir så enorm i denne prosessen at også de aller tyngste grunnstoffene lages. Dette er faktisk den eneste måten disse grunnstoffene kan lages på. Og nova/supernova eksplosjoner er de eneste som kan sende dem ut i verdensrommet.

Krabbetåken eksploderte for ca. 7300 år siden. På jorda levde vi imidlertid i uvitenheten om stjernens dramatiske skjebne i ytterligere 6300 år fordi avstanden til objektet er 6300 lysår. Først i år 1054 e.Kr. kom lyset fra eksplosjonen frem til oss. Det er kinesiske astronomer som har etterlatt seg rapporter om en stjerne som var synlig på høylys dag i 23 dager der vi i dag finner Krabbetåken. De så den første gang 4. juli dette året. Indianere i Nord-Amerika har gjort nedtegninger som bekrefter rapportene fra Kina. Det er imidlertid rart at det ikke finnes noen rapporter om objektet fra Europa, spesielt siden objektet var synlig i omtrent et år. Det har vært spekulert på om kirken av en eller annen grunn har nedlagt forbud mot å nevne objektet.

På sitt sterkeste sendte stjernen alene ut like mye lys som omtrent 400 000 000 soler. Tilsvarende kraftige eksplosjoner har skjedd i vår galakse bare to ganger siden; Tychos stjerne i Cassipoeia i 1572 og Keplers stjerne i Slangebæreren (Ophiuchus) i 1604.

Observasjoner av Krabbetåken.

Krabbetåken har en samlet lysstyrke på ca. 9 mag., og en total utstrekning på ca. 5’x 3’. Den ligger 67’ nordvest for V -Tauri. Den er et relativt lett objekt i en kikkert med speil eller linse på 10 cm (3-4 tommer) eller mer forutsatt at himmelen er helt mørk og forholdene ellers er gode. Den ovale formen begynner å komme fram med kikkerter fra 6" (15 cm) og oppover. Krabbetåken har en rekke filamenter som ligner tråder som stråler ut fra tåken. Dette kan være fronter hvor sjokkbølger beveger seg. Disse var den direkte årsaken til at tåken fikk sitt navn fordi Lord Rosse i 1844 syntes de fikk objektet til å ligne en krabbe. Filamentene begynner så smått å bli synlige i teleskoper med åpning større enn ca 10" (25 cm). De kommer imidlertid ikke fram i sin fulle prakt annet enn på fotografier.

Energiutsendelse fra Krabbetåken.

Det kreves en temperatur på ca. 500 000° C for å forklare den nåværende energiutsendelsen fra Krabbetåken som tilsvarer ca. 30 000 ganger den energien sola sender ut. Mesteparten av energien sendes derfor ut i den ultrafiolette delen av spekteret og som røntgenstråling. Røntgenkilden har en utstrekning på ca. 2’. Man regner med at ca. 5% av denne strålingen stammer fra supernovaresten. Resten produseres i gassen som omgir stjernen. En teori går ut på at røntgenstrålingen lages av elektroner med svært høy hastighet som akselereres og bremses hurtig opp i et svært kraftig magnetfelt. Energien som sendes ut som røntgenstråling er ca. 100 ganger større enn den energien som sendes ut i synlig lys.

Krabbepulsaren.

I sentrum av tåken ble det i 1968 funnet en kraftig radiokilde. Den er faktisk blant de 4 sterkeste radiokildene på himmelen. Posisjonen til denne faller sammen med en svak stjerne som også varierer med inntil en faktor 15 i synlig lys. Det som er mest spesielt med denne stjernen er at den gjør ca. 30 oppbluss hvert sekund. Denne billedserien hentet fra Burnham’s Celestial Handbook viser de visuelle lysvariasjonene i Krabbepulsaren. Annen hver puls er noe svakere enn de andre som vist på figuren fra Burnhams Celestial Handbook nedenfor. Omtrent hvert femte minutt (dvs. omtrent hver 10 000 puls) kommer det en puls som er omtrent 1000 ganger så sterk som en gjennomsnittlig puls.

Resten etter supernovaen i Krabbetåken var en av de første stjernene av denne typen som ble oppdaget. Vi kaller dem pulsarer. Årsaken til fenomenet er at stjernen har et enormt magnetfelt, og at svært mye av energien sendes ut langs dette magnetfeltet. Denne energistrålen følger stjernens rotasjon akkurat som lysstrålen fra et fyrtårn. Vi ser derfor stjernen blusse opp hver gang energistrålen peker mot jorda. Krabbepulsaren varierer med samme periode også i røntgen-området.

Den korte perioden viser at stjernen roterer uhyre raskt. Dette gjør den fordi den har bevart mesteparten av sin totale rotasjonsenergi samtidig som den har blitt komprimert til et objekt med diameter på bare noen km. Komprimeringen øker rotasjonshastigheten voldsomt på samme måte som en kunstløper roterer raskere når hun/han trekker armene inntil kroppen.

Det er stjernens store masse som gjør at den er blitt så kompakt. Da blir tyngdekraften så stor at selv ikke atomene motstår trykkreftene når strålingstrykket fra kjernereaksjonene opphører. Atomene knuses rett og slett ved at elektronene presses inn i atomkjernene av tyngdekraften og omdannes til nøytroner. Stjernen kalles da en nøytronstjerne. Forskerene har beregnet at tettheten til Krabbepulsaren er så stor at bare 1mm³ (et volum som tilsvarer størrelsen av et knappenålshode) veier 1 million tonn. Dette illustrere at atomene vi er laget av faktisk består av en bitteliten kjerne omgitt av bittesmå elektroner, men at mesteparten er tomrom. Jorda hadde fått samme tetthet som Krabbepulsaren dersom den hadde blitt presset sammen til en kule med diameter 225 meter.

Så det er all grunn til å gjøre seg noen dype tanker om universets mange fantastiske rariteter neste gang du kaster et blikk opp på Tyren…..