Nesten all informasjon vi har om verdensrommet kommer fra elektromagnetisk stråling. Teleskoper, romsonder og satelitter tar alle i bruk elektromagnetisk stråling i ulike bølgelengdeområder. Unntaket er kosmisk stråling, det er stort sett partikler fra sola og de gangene vi har landet fysisk på andre himmellegemer.

Astronomer -> forståelsen av stjerner er viktig. Nesten all masse i universet er samlet i stjerner - i ulike typer, fra små dvergsstjerner med lav temperatur til enorme stjerner som kan gi opphav til flere ekstreme fenonemer når de er i ferd med å dø.

En stjernes levetid kan være mange milliarder år. Støv og gass er byggemateriale for alt som finnes i universet (planeter, stjerner, galakser) ca 3/4 av materien i universet er hydrogen. Ca 1/4 er helium. De andre stoffene utgjør mindre enn 1%.

Tåke->Stjerne->Rød Kjempe->Hvit Dverg/Supernova->Svart dverg/Sort hull/nøytronstjerne

Mindre enn ett atom per cm i universet, men noen steder har gass og støv hopet seg opp. Dette kalles tåker. Partiklene påvirkes av svake gravitasjonskrefter fra alle de andre partiklene, og hvis tettheten blir stor nok, kan tåken begynne å trekke seg sammen. Samtidig økes temperaturen ved at partiklene kolliderer oftere og oftere. Tempen. kan komme opp i flere millioner grader. Altså varmt nok til at det kan dannes en fusjon

(to tunge hydrogenkjerner kolliderer og smelter sammen til en heliumkjerne og et nøytron, samtidig som det frigjøres energi)

(Atomkjernen er positivt ladd, og derfor frastøter hverandre kraftig. Men ved høy ekstrem høy temp. beveger de seg så fort at de kolliderer til tross for frastøtingskreftene.) Når fusjonen er i gang, oppstår en balanse mellom gravitasjonskreftene, som forsøker å trekke partiklene tettere innover, og trykk-kreftene, som presser utover pga den høye temperaturen. Denne balansen gjør at den glohete stoffklompen blir stabil over svært lang tid. En stjerne er født.

En stjerne blir til en rød kjempe når brennstoffet begynner å ta slutt, da utvider de seg kraftig i en periode. Overflatetemperaturen ligger da på bare 3000 grader, men i sentrum er den flere hundre millioner grader, og ny fusjonsprosesser hvor tyngre stoffer enn helium kommer i gang. Hvis massen til stjernen er to ganger massen til sola, blir temp. så høy i de sentrale områdene at det dannes atomkjerner helt opp til jern. Fusjonsprosessene stopper opp ved jern fordi videre fusjonsprosesser ikke vil frigjøre energi. Til slutt vil stjernen trekke seg sammen. Videre er avhengig av massen til stjernen. Vår sol vil sannsynligvis dø ved å bli en liten dvergstjerne på størrelse med jorda og være varm i mange millioner år før den slukner. Andre større stjerner kan trekke seg sammen i løpet av få sekunder og eksplodere. Energien og materien som sendes ut kan bli til nye stjerner. Eksplosjonen kalles en Supernova. Disse er synlige midt på dagen. Det har skjedd i vår galakse i 1574 og 1604 midt på dagen, de inspirerte bl.a Newton. Etter supernovaen får vi enten en nøytronstjerne eller et sort hull. Nøytronstjerne har bare en radius på 10-20 km, mens massen er 1,4 solmasser, tettheten er ekstrem. I et sort hull er tettheten enda større. Tyngdekraften er så stor at ingenting slipper ut, ikke en gang lyset.

Stabile fasen -> det er balanse mellom gravitasjonskreftene innover og trykk kreftene utover.

Bakgrunnsstråling er stråling fra da universet ble til.

Jorda og vi som lever her er laget av stjernestøv.

Sola sender ut helt fra kortbølget ultrafiolett til langbølget infrarød stråling. Sola stråler sterkest mellom 400-500 nm (synlig lys). Vi kan si noe om både temperatur og størrelse til en stjerne ut fra strålingskurven.

Strålingskurven til en stjerne

Det er sammenheng mellom strålingskurven til en stjerne og temperaturen. Kortbølget strålingstopp -> høy overflatetemp. Langbølget strålingstopp -> lav overflate temp

For de fleste stjerner gjelder også: høy overflatetemp -> stor stjerne lav overflatetemp. -> liten stjerne.

Emisjonsspekteret består av lysende linjer mot en mørk bakgrunn.

Absorpsjonsspekter: Hvis vi studerer f.eks hydrogenspekteret mot en lys bakgrunn, dvs hvis det er en lyskilde som sender ut en kontinuerlig spekter, bak hydrogengassen. Da blir det mørke linjer i det kontinuerlige spekteret, på de samme stedene i spekteret som der de lysende linjene i emisjonsspekteret befinner seg. De to spektertypene inneholder samme informasjon om hvilket stoff vi har med å gjøre.

Hvilke stoffer som finnes i en stjerne forteller også noe om alderen til stjernen.

Dopplereffekt - bølger presses sammen eller strekkes ut. Endringen i tonehøyden kalles dopplereffekt. F.eks bilhorn som sender tone med frekvensen 400Hz (400 svingninger per sek). Så lenge den kommer nærmere oss, vil flere svingninger nå fram til øret vårt og vi hører en lysere tone enn 400Hz. Når den passerer oss vil vi få en mørkere tone enn 400Hz siden mindre svingninger når fram til oss.

Dopplereffekt gjelder også lys. Hvis en stjerne er på vei mot oss, vil lysbølgene presses sammen. Bølgelengdene blir mindre og absorpsjonslinjene i spekteret fra stjernen blir forskjøvet mot blått. Hvis den er på vei vekk fra oss, strekkes lysbølgene ut. Større bølgelengde og absorpsjonlinjene i spekteret til stjernen blir forkskjøvet mot rødt. Jo større hastighet, jo større forskyvning, så det kan brukes til å måle hastigheten.

Jo lenger bort fra oss et objekt i verdensrommet befinner seg, desto raskere beveger det seg bort fra oss. Dermed er hastigheten til fjerne objekter også et mål på hvor stor avstand det er til dem.

Teleskoper som tar i mot signaler, er blitt større og bedre. Deteksjonsutstyret eller sensorene som registrerer signalene, er blitt mer følsomme og kan registrere svakere signaler enn tidligere. Datamaskinene som behandler signalene videre og forbedrer dem, er blitt kraftigere. Dette er noen av grunnene til at utforskingen i verdensrommet har skutt fart.

Først i 1995 ble en planet oppdaget i et annet solsystem. Det er vanskelig å oppdage planeter pga stjernens lys.

Akkurat som sola trekker på jorda, trekker jorda på sola. Så jorda og sola beveger seg rundt ett felles tyngdepunkt.

Hvis vi tenker oss en stjerne noen lysår unna oss, og at stjernen har en planet på størrelse med Jupiter i bane rundt seg, da vil denne stjernen vekselsvis bevege seg ørlite grann fra oss eller mot oss pga planeten som flytter seg rundt den. Pga dette vil lysbølgene fra stjernen strekkes litt ut eller skyves sammen pga dopplereffekten. Vi vil da få forskyvninger mot blått eller rødt.

Gravitasjonslinser

Lys kan bli avbøyd når det passerer objekter med stor masse. Objekter med stor masse kan virke som linser når lys fra det fjerne verdensrommet passerer dem. Når vi kikker ut mot en stjerne, og en enda fjernere stjerne passerer bak den vi kikker mot, vil den nærmeste stjernen virke som en linse som konsentrerer lyset fra den bakerste stjernen mot oss. Hvis den nærmeste stjernen har planeter, kan lyset fra den bakerste stjernen blusse opp mer enn en gang fordi linseeffekten forsterkes av planeten. (Sjur Refsdal)

Hvis strålingen fra en stjerne midlertidlig dempes med jevne mellomrom, tyder dette på at en planet passerer foran stjernen og skygger for noe av strålingen.

Vi leter spor av liv i vårt eget solsystem. Jordliknende planeter i andre solsystemer. Intelligent liv i universet, ved hjelp av radiosignaler.

Jupiter-månen Europa, planetene Venus og Mars er steder hvor det kan ha vært liv.

På Mars har vi funnet frossent vann, gassen metan. Metangass kan være tegn på liv, men kan også komme fra vulkanske prosesser. Men vi har ikke funnet noen aktive vulkaner enda.

Livet på jorda har vært avhengig av et grunnstoff som lett kan binde seg til andre atomer. Karbon er best til dette. De binder seg lett til oksygen- og hydrogenatomer. Vi er også avhengig av at det finnes oksygengass og vann i flytende form. For at dette skal være mulig må jorda ha disse egenskapene.

Gjennomsnittstemp på jorda er 15 grader. Jorda er stor nok til å ha en atmosfære som beskytter en del mot strålingen fra sola, og er liten nok til å ikke være en gassplanet. Jorda går i en nesten sirkelformet bane rundt sola. Hvis ikke hadde vi fått for store temperaturforskjeller.

Mest sannsynlige måten vi kan oppfatte signaler fra andre sivilisasjoner, er gjennom radiosignaler, som er langbølget elektromagnetisk stråling som beveger seg med lyshastighet.