astronomi

I stort set alle ældre kulturer var astronomien nært forbundet med astrologien, hvori de nærmeste himmellegemer Solen, Månen og planeterne Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn opfattedes som levende væsener eller guder. Planeternes skiftende positioner i forhold til de faste stjernebilleder langs Dyrekredsen (ekliptika) gav dem betegnelsen vandrestjerner i modsætning til fiksstjernerne, og fænomenet udnyttedes af astrologerne til at forklare og forudsige hændelser i menneskers liv.

I dag skelnes der skarpt mellem på den ene side astrologiens stjernetydning og på den anden side astronomien baseret på den naturvidenskabelige metodes samspil mellem teori og eksperiment.

Den Internationale Astronomiske Union foretog i 1930 en formel opdeling af hele stjernehimlen i 88 stjernebilleder (konstellationer), der afgrænses af imaginære linjer på himlen i nord-syd eller øst-vestlige retninger, sådan som det fremgår af moderne stjernekort.

Gennem de seneste ca. 100 år er det lykkedes at fastslå, at Universet kort kan beskrives på følgende måde: Den synlige del af stoffet er samlet i de såkaldte galaksehobe — samlinger af enkeltgalakser, som hver for sig er en slags Universets "øer" af stjerner, indeholdende op til flere hundrede mia. stjerner.

De enkelte galakser bevæger sig bort fra hinanden i det, der betegnes som Universets udvidelse — en udvidelse, der anses for at være påbegyndt i en gigantisk eksplosionsagtig tilstand, betegnet som big bang, og som anslås at have fundet sted for ca. 13,7 mia. år siden.

En typisk spiralformet galakse udgør en slags enhed med tre karakteristiske bestanddele: en roterende, fladtrykt skive med flere hundrede mia. stjerner og en mængde skyer af gas og støv (interstellart stof).

Alt er koncentreret i spiralarme; en central massekoncentration, hvori stjernetætheden er størst i en såkaldt "central udbulning" muligvis med en aktiv kerne i midten. Endelig er der en langsomt roterende, næsten sfærisk halo, der bl.a. består af nogle få hundrede kugleformede stjernehobe. Disse består hver for sig af hen ved en mio. stjerner, som udgør systemets ældste medlemmer.

I én af disse spiralgalakser, Mælkevejssystemet, befinder vores stjerne, Solen, sig ca. 30.000 lysår fra centrum i én af spiralarmene. Udstrækningen af Mælkevejssystemets skive er ca. 100.000 lysår. Solen omkredses af et system af ni planeter, der alle er kloder, som ikke selv udsender lys, men som kan ses på himlen, fordi de i større eller mindre grad reflekterer lyset fra Solen.

Den nærmeste store galaksehob befinder sig i retningen af stjernebilledet Jomfruen (Virgo) og kaldes Virgohoben. Afstanden til midten af hoben er ca. 40 mio. lysår. Hobens egen udstrækning menes at være mere end 10 mio. lysår.

Galaksehobene udgør på et endnu højere organisationstrin superkomplekser (superhobe) af galakser med udstrækninger på ca. 100 mio. lysår og med karakteristiske indbyrdes afstande på ca. 1 mia. lysår. Om den hierarkiske opbygning fra stjerner til galakser, via galaksehobe og videre til superkomplekser hører op her, er et uløst spørgsmål, men meget tyder på, at fordelingen af galakser bliver jævn, når man betragter antallet af galakser i volumener med diametre på nogle mia. lysår. De fjerneste galakser, der hidtil er observeret, befinder sig i afstande på ca. 10 mia. lysår.

I endnu større afstande findes de såkaldte kvasarer, som er galakser med uhyre stærkt udstrålende kerneområder. Foreløbige teorier tyder på, at energien stammer fra processer i forbindelse med et supertungt sort hul i den centrale del af galaksen. Kvasarerne er de stærkest udstrålende af alle kendte objekter. Muligvis udgør kvasarfænomenet et tidligt stadium i forløbet af mange galaksers udvikling.

Fra forskellige forhistoriske kulturer kendes kultanlæg, hvis orientering kan afspejle astronomiske observationer; oftest af simpel art, fx solopgang ved midsommer. Vidnesbyrd om komplicerede iagttagelser er omstridte. Britiske stencirkler som Stonehenge kan være opført efter bestemte månepositioner, og i den irske jættestue New Grange skinner solen kun ind i kammeret ved midvinters solopgang.

Formentlig allerede Thales (500-t. f.v.t.) og i hvert fald pythagoræerne (ca. 500 f.v.t.) og Aristoteles (384-322 f.v.t.) forestillede sig, at Jorden var rund. Ca. 265 f.v.t. hævdede Aristarchos fra Samos, at Jorden bevægede sig rundt om Solen, og Eratosthenes beregnede ca. 240 f.v.t. en forbløffende nøjagtig værdi for Jordens omkreds. Hipparchos (190-125 f.v.t.), der anses for den videnskabelige astronomis grundlægger, bestemte solårets længde, uregelmæssigheder i Månens bevægelse, opdagede Jordens præcessionsbevægelse og opstillede et stjernekatalog med ca. 1000 stjernepositioner på grundlag af egne observationer.

Ptolemaois (100-t. e.v.t.), Hipparchos' arvtager, er berømt for sit store værk Almagest, hvori stort set hele den tidligere tids astronomiske udvikling er beskrevet. Det ptolemæiske verdensbillede med Jorden i centrum (geocentrisk verdenssystem) var fremherskende helt op i 1500-tallet.

Problemet med at redegøre for, hvorfor planeterne – set fra Jorden – foretager retrograde bevægelser, forklaredes ved at antage, at hver planet bevæger sig i en lille cirkel, hvis centrum selv udfører en cirkelbevægelse om Jorden (epicykelteorien).

Helt skelsættende blev den polske astronom, Nikolaus Kopernikus, der i 1543 — med sin heliocentriske model for planeternes bevægelse i cirkelbaner om Solen — så at sige flyttede verdens centrum fra Jorden til Solen. Herved kunne de observerede planetbevægelser forklares langt simplere end i den geocentriske model. Men teorien påkaldte sig stor modstand fra den kristne kirke.

Heller ikke Tycho Brahe accepterede Kopernikus' model. Brahe udviklede på sit observatorium, Uranienborg, på øen Ven i Øresund sigteinstrumenter til perfektion i forhold til det menneskelige øjes ydeevne. Han forsøgte omhyggeligt at observere den årlige sigteændring i retningen til stjernerne som følge af Jordens banebevægelse om Solen (den årlige parallakse).

Da det ikke var muligt for ham at registrere nogen parallakse, konkluderede Brahe, at Jorden måtte være verdens centrum, og han forfægtede derfor sin egen (tychoniske) model med Jorden som centrum. Solen kredser her om Jorden, alt mens den bringer planeterne med sig i deres baner, der udgøres af cirkler med forskellige radier — alle centreret i Solen.

Først i 1838 lykkedes det den tyske astronom F.W. Bessel for første gang at måle denne årlige parallakse for en stjerne (61 Cygni). Brahes "fejl" bestod i, at selv de nærmeste stjerner er så langt borte, at parallaksen er mindre end et buesekund (1/3600 grad) — en så lille vinkel, at den er umulig at skelne med det blotte øje. Men Tycho Brahes arbejdsgrundlag, den naturvidenskabelige metode, indvarslede en afgørende ny tid: Modellernes bekræftelse ved observationer er afgørende, og de rene, filosofiske diskussioner alene er ikke længere tilstrækkelige.

I vinteren 1609-1610 anvendtes for første gang kikkerten i astronomiens tjeneste. Galileo Galilei opdagede herved Jupiters fire største måner (de galileiske måner). Sammen med observationer af Venus' faser kom de til at udgøre en stærk støtte til den kopernikanske teori: Selvom stjernernes årlige parallakse stadig ikke kunne observeres, kunne man her se, at ikke alt bevæger sig omkring Jorden.

Tycho Brahes meget omhyggelige observationer af Mars' bevægelser gennem mere end 12 år dannede efter hans død grundlag for, at hans assistent Johannes Kepler ved en raffineret geometrisk metode endegyldigt fik påvist, at planeternes bevægelser om Solen ikke foregår i cirkler, men i mere eller mindre langstrakte ellipser. Det lykkedes samtidig Kepler at udlede yderligere to lovmæssigheder for planeternes bevægelser om Solen, se Keplers love.

Selve det fysiske grundlag for himmellegemernes bevægelse blev tilvejebragt af Isaac Newton i værket Principia mathematica philosophiae naturalis fra 1687. Newton sammenlignede Månens bevægelse om Jorden med det frie fald ved Jordens overflade.

Ud fra observationer af disse to tilsyneladende helt forskellige naturfænomener påviste Newton, at de begge kan tilskrives én og samme naturkraft: tyngdekraften — eller massetiltrækningen. Månen "falder" hele tiden rundt om Jorden og holdes lige netop på plads i sin bane af massetiltrækningen fra Jorden.

Keplers love for planetbevægelserne viser sig at være direkte konsekvenser af den tilsvarende massetiltrækning fra Solen. Newtons tyngdelov er med andre ord grundlaget for alle himmellegemernes bevægelser.

I 1930'erne og 1940'erne blev det dog for alvor muligt også at anvende den såkaldte fotometriske afstandsbestemmelse i stort omfang. Da lykkedes det nemlig at få udviklet nøjagtige metoder til bestemmelse af den lyssvækkende virkning af det interstellare stof. Med denne landvinding i hænde kunne man benytte, at en lyskildes tilsyneladende lysstyrke er omvendt proportional med kvadratet på dens afstand (afstandskvadratloven).

Derved fik man bestemt afstandene til de fjerne stjerner ved en omhyggelig sammenligning af stjerner med identiske spektre, men forskellige tilsyneladende lysstyrker.

Også de variable pulserende stjerner, der betegnes cepheider (opkaldt efter prototypen δ Cephei), udgør en uundværlig del af afstandsbestemmelsen. Lysstyrken varierer på en sådan måde, at forandringerne gentager sig med overordentlig stor nøjagtighed og med en karakteristisk periode, der har vist sig kun at afhænge af cepheidestjernens egen indre, såkaldte absolutte lysstyrke.

Ud fra en cepheides periode og den dertil hørende absolutte lysstyrke kan dens afstand derfor ved hjælp af afstandskvadratloven bestemmes ud fra dens observerede, tilsyneladende lysstyrke.

Netop ud fra observationer af cepheidestjerner lykkedes det i 1924 den amerikanske astronom Edwin Hubble ved hjælp af Mount Wilson-observatoriets 2,5 m teleskop at fastslå, at spiraltågen M31 i stjernebilledet Andromeda ligger langt uden for vort eget stjernesystem.

M31 var dermed afsløret som værende vor nærmeste nabogalakse, Andromedagalaksen, og meget lig vor egen galakse. Hermed indledtes udforskningen af galakserne, i hvilken afstandsbestemmelse også udgør et afgørende element.

Afstande til fjerne galakser kan bl.a. fastlægges ved at antage, at de allerstærkest strålende stjerner i spiralgalakserne har samme absolutte lysstyrke. Dette muliggør en bestemmelse af forholdet mellem afstandene til galakserne ved at sammenligne den relative lysstyrke af deres mest lysstærke enkeltstjerner. På den måde er galakseafstande op til ca. 100 mio. lysår blevet bestemt.

En tilsvarende metode anvendes til bestemmelse af afstande til endnu fjernere galaksehobe, idet man her antager, at den stærkest strålende galakse i en rig galaksehob har en karakteristisk total udstråling. Afstande på flere mia. lysår er bestemt på denne måde.

Overalt i de skiftende metoder til afstandsbestemmelse for stadig fjernere objekter (den såkaldte afstandsstige) er det af stor betydning, at overlap mellem to på hinanden følgende metoder er mulige — og at de giver samme resultat. Historien har flere eksempler på, at nye observationer har medført revision af en enkelt af metoderne med en tilsvarende revision af Universets afstandsforhold til følge.

I 1952 revideredes fx galakseafstandene til omtrent de dobbelte værdier på grund af iagttagelser med 5 m teleskopet på Mount Palomar i Californien. Alligevel skønnes det, at den kosmiske afstandsskala i dag er korrekt inden for ca. 40% helt ud til de største afstande.

Hvad angår galaksernes bevægelse er den såkaldte Hubbles lov af stor betydning. Den bygger på bestemmelsen af spektrallinjerne i galaksernes spektre. Her har man konstateret en såkaldt rødforskydning af spektrallinjerne, der er ligefrem proportional med afstanden til galaksen, hvilket tydes som en art dopplereffekt, og det betyder, at alle afstande mellem galakser vokser med tiden.

Der er ikke tale om, at vor galakse udgør et enestående centrum. Hubbles lov indebærer, at samme fænomen vil iagttages med en hvilken som helst galakse som udgangspunkt: Universet har intet centrum, og det er i konstant udvidelse. Regner man baglæns i tiden på grundlag af Einsteins almene relativitetsteori, og med kendskab til Universets udvidelseshastighed og Universets stoftæthed, kommer man til det resultat, at alt det stof, der i dag observeres i galakserne, for ca. 15 mia. år siden befandt sig inden for et meget mindre volumen, og at stoftætheden og temperaturen dengang altså var uhyre meget større end i dag. Dette kaldes big bang.

Observationel støtte til big bang-teorien findes desuden i den såkaldte kosmiske baggrundsstråling. Den blev i 1965 opdaget af de to amerikanske radioastronomer, A. Penzias og R.W. Wilson. I 1990'erne har meget nøjagtige satellitbårne radioobservationer — i særdeleshed fra COBE-satellitten — vist, at det drejer sig om en overalt tilstedeværende, ganske svag varmestråling, der rammer Jorden fuldstændig ligeligt fra alle sider. Disse svarer til den stråling, der udsendes fra et homogent, udstrakt legeme med en temperatur på 2,74 K, dvs. 2,74 °C over det absolutte nulpunkt. Dette anses for at være de afkølede rester af den enorme varme under big bang.