Som skår af knust glas fanget i et lys, vises stjernerne villedende passive på nattehimlen. Stellar overfladetemperaturer kan nå 50.000 grader celsius - over ti gange varmere end vores sol - og på nogle få kan den nå over en million grader! Varmen i en stjerne når endnu højere niveauer, der typisk overstiger flere millioner grader - nok til at rive atomkerner fra hinanden og omdanne dem til nye typer stof. Vores afslappede blik opad undlader ikke kun at afsløre disse ekstreme forhold, men det antyder kun den enorme variation af stjerner, der findes. Stjerner er arrangeret i par, tripletter og kvartetter. Nogle er mindre end Jorden, mens andre er større end hele vores solsystem. Da selv den nærmeste stjerne ligger 26 billioner kilometer langt, er næsten alt, hvad vi ved om dem, inklusive dem på det medfølgende billede, kun indsamlet fra deres lys.
Vores teknologi er i dag stadig vildt ude af stand til at sende en person eller en robot til endda den nærmeste stjerne inden for en rundrejsetransitstid, der strækker sig over mindre end flere tusinde år. Derfor er stjernerne fysisk utilgængelige nu og i mange år fremover uden et hidtil uset gennembrud i rumfremdrift. Selvom det ikke er praktisk at besøge bjerget, har det dog været muligt at studere dele af bjerget, der er sendt til os i form af stjernelys. Næsten alt, hvad vi ved om stjernerne, er baseret på en teknik, der er kendt som spektroskopi - analyse af lys og andre former for stråling.
Spektroskopiets begyndelse stammer fra Isaac Newton, det syttende århundredes engelske matematiker og videnskabsmand. Newton blev fascineret af den daværende mærkelige opfattelse, foreslået af tidligere tænkere som Rene Descartes, om at hvidt lys holder alle regnbuens farver. I 1666 eksperimenterede Newton med et glasprisme, et lille hul i en af hans vinduesskodder og den hvide væg i rummet. Da lyset fra hullet passerede gennem prisme, blev det spredt, som ved magi, i en række lidt overlappende farver: fra rød til violet. Han var den første, der beskrev dette som et spektrum, som er det latinske ord for tilsyneladelse.
Astronomi indarbejdede ikke straks Newtons opdagelse. Længe ind i det attende århundrede troede astronomer, at stjernerne kun var et baggrund for planetenes bevægelse. En del af dette var baseret på den udbredte vantro over, at videnskab nogensinde kunne forstå stjernenes sande fysiske natur på grund af deres fjerne afstand. Dog blev alt dette ændret af en tysk optiker ved navn Joseph Fraunhofer.
Fem år efter at have tiltrådt et München optisk firma blev Fraunhofer, da han var 24 år gammel, partner som følge af hans dygtighed inden for glasfremstilling, linseslibning og design. Hans forfølgelse efter ideelle linser brugt i teleskoper og andre instrumenter førte ham til at eksperimentere med spektroskopi. I 1814 oprettede han et målingsteleskop, monterede et prisme mellem det og en lille spalte med sollys og kiggede derefter gennem okularet for at observere det resulterende spektrum. Han observerede en spredning af farver, som han havde forventet, men han så noget andet - et næsten utallige antal stærke og svage lodrette streger, der var mørkere end resten af farverne, og nogle syntes næsten sorte. Disse mørke linier vil senere blive kendte for enhver fysikstudent som Fraunhofer-absorptionslinjer. Newton havde muligvis ikke set dem, fordi hullet, der blev brugt i hans eksperiment, var større end Fraunhofer's spalte.
Fra fascineret af disse linjer, og at de ikke var artefakter af hans instrument, studerede Fraunhofer dem intenst. Med tiden kortlagde han over 600 linjer (i dag er der ca. 20.000), og vendte derefter opmærksomheden mod Månen og de nærmeste planeter. Han fandt, at linjerne var identiske og konkluderede, at det var fordi månen og planeterne reflekterede sollys. Dernæst studerede han Sirius, men fandt, at stjernens spektrum havde et andet mønster. Hver stjerne, han observerede, havde derefter et unikt sæt mørke lodrette linjer, der adskiller hver enkelt fra de andre som et fingeraftryk. Under denne proces forbedrede han enormt en enhed kendt som et diffraktionsgitter, der kunne bruges i stedet for et prisme. Hans forbedrede gitter gav langt mere detaljerede spektre end et prisme og gjorde det muligt for ham at skabe kort over de mørke linjer.
Fraunhofer testede sine spektroskoper - et udtryk myntet senere - ved at observere lyset fra en gasflamme og identificere de spektrale linier, der dukkede op. Disse linier var imidlertid ikke mørke - de var lyse, fordi de stammede fra et materiale, der var blevet opvarmet til glødelampe. Fraunhofer bemærkede sammenfaldet mellem positionerne for et par mørke linjer i solspektret med et par lyse linjer fra hans labflammer og spekulerede i, at de mørke linjer kan være forårsaget af fraværet af et bestemt lys, som om Solen (og andre stjerner) havde frarøvet deres spektre af smalle striber af farve.
Mysteriet med de mørke linjer blev ikke løst før omkring 1859, da Gustav Kirchhoff og Robert Bunsen udførte eksperimenter for at identificere kemiske materialer efter deres farve, når de blev brændt. Kirchhoff foreslog, at Bunsen brugte et spektroskop som den klareste metode til at skelne, og det blev hurtigt tydeligt, at hvert kemisk element havde et unikt spektrum. For eksempel producerede Sodium de linjer, der først blev opdaget af Fraunhofer flere år tidligere.
Kirchhoff fortsatte korrekt med at forstå de mørke linjer i sol- og stjernespektre: lys fra solen eller en stjerne passerer gennem en omgivende atmosfære af køligere gasser. Disse gasser, såsom natriumdamp, absorberer deres karakteristiske bølgelængde fra lyset og producerer de mørke linjer, som Fraunhofer først opdagede tidligere det århundrede. Dette låste koden for kosmisk kemi op.
Kirchoff dechiffrer senere sammensætningen af solatmosfæren ved ikke kun at identificere natrium, men jern, calcium, magnesium, nikkel og krom. Få år senere, i 1895, ville astronomer, der ser på en solformørkelse, bekræfte de spektrale linjer af et element, der endnu ikke var blevet opdaget på jordhelium.
Da detektivarbejdet fortsatte, opdagede astronomer, at strålingen, de studerede gennem spektroskoper, strækkede sig ud over de velkendte synlige farver til elektromagnetiske områder, som vores øjne ikke kan opfatte. I dag er meget af det arbejde, der holder faglige astronomers opmærksomhed, ikke med de visuelle egenskaber ved objekter i dybe rum, men med deres spektra. Næsten alle de nyligt fundne ekstra solplaneter, for eksempel, er blevet opdaget ved at analysere stjernespektrumskift, der indføres, når de kredser rundt om deres moderstjerne.
De enorme teleskoper, der prikker kloden på ekstremt fjerntliggende steder, bruges sjældent med et okular og tager sjældent fotografier som det, der er inkluderet i denne diskussion. Nogle af disse instrumenter har spejldiametre på over 30 fod og andre, stadig i design- og finansieringsstadier, kan have lette opsamlingsflader, der overstiger 100 meter! I det store og hele er alle dem, der findes og dem på tegnebrættet, optimeret til at samle og dissekere lyset, de samler ved hjælp af sofistikerede spektroskoper.
I øjeblikket er mange af de smukkeste billeder af dybt rum, som dem der er vist her, produceret af begavede amatørastronomer, der drages til skønheden i genstande, der driver gennem det dybe rum. Bevæbnet med følsomme digitale kameraer og bemærkelsesværdigt præcise, men beskedne størrelse optiske instrumenter, er de fortsat en inspirationskilde for mennesker over hele verden, der deler deres lidenskab.
Det farverige billede øverst til højre blev produceret af Dan Kowal fra hans private observatorium i august i år. Det præsenterer en scene beliggende i retning af den nordlige stjernebilledet Cygnus. Denne komplekse masse af molekylært brint og støv er omkring 4.000 lysår fra Jorden. Meget af det lys, der ses i hoveddelen af denne tåge, genereres af den massive lyse stjerne i nærheden af dets centrum. Vidvinkel, lange eksponeringsfotografier afslører tågen som meget omfattende - i det væsentlige en enorm flod af interstellært støv.
Dette billede blev produceret med en seks tommer apokromatisk refraktor og et 3,5 megapixel astronomisk kamera. Billedet repræsenterer næsten 13 timers eksponering.
Har du fotos, du gerne vil dele? Send dem til Space Magazine astrofotograferingsforum, eller e-mail dem, og vi har muligvis et i Space Magazine.
Skrevet af R. Jay GaBany
