Astro weekend Mai 1999.

Page 4 ( Last level.)

AstroWeekend Mai 1999

Norsk Astronomisk Selskap har gleden av � �nske alle velkommen til AstroWeekend '99. Arrangementet vil inneholde foredrag av b�de profesjonelle astronomer/astrofysikere og erfarne amat�rastronomer, s�vel som sosialt samv�r og muligheter for ekskursjoner. Vi h�per alle f�r stort utbytte av denne helgen!

Knut J�rgen R�ed �degaard

Program for AstroWeekend '99

Fredag 28. mai

Fra kl. 14.00: Registrering, betaling av deltageravgift og utdeling av materiell (kompendium med sammendrag av foredragene etc.). Sted: Institutt for teoretisk astrofysikk

15.45 - 16.00 Velkommen ved NAS-styret, praktisk informasjon, 5 min pause
16.00 - 17.00 Nye resultater om Solsystemer, ved professor K�re Aksnes
17.15 - 17.30 Pause
17.30 - 18.00 Meteorastronomi, ved Kai Gaarder
18.15 - 18.30 Pause
18.30 - 19.15 Amat�rastronomi I (visuelle observasjoner og tilh�rende utrustning), ved �rnulf Midtskogen

Deretter sosialt samv�r i Peisestuen p� Institutt for teoretisk astrofysikk. Her er det mulig � sp�rre og diskutere det som m�tte v�re av interesse.

L�rdag 29. mai

Fra kl 09:30: Registrering for nye deltagere.
10.00 - 10.45 Solaktivitet og solfysikk, ved professor Oddbj�rn Engvold
10.45 - 11.00 Pause
11.00 - 11.30 Solform�rkelser, ved Oddleiv Skilbrei
11.30 - 12.30 Spisepause
12.30 - 13.15 Bakgrunnsstr�lingen: Vil den gi svaret p� Universets g�ter?, ved professor Per Barth Lilje
13.15 - 13.30 Pause
13.30 - 14.15 SOHO og utforskning av Solen, ved professor Olav Kjeldseth-Moe
14.15 - 14.30 Pause
14.30 - 15.00 Amat�rastronomi II (ikke-visuelle observasjoner: astrofoto, CCD etc.), ved Robert Gibala

15.00 - 16.00 Pause og omvisning p� instituttet (blant annet biblioteket), et lettere m�ltid.

16.00: Generalforsamling i Norsk Astronomisk Selskap Generalforsamlingen er selvf�lgelig gratis og �pen for alle medlemmer. Kun medlemmer av NAS har stemmerett.

Etter Generalforsamlingen: Bedre middag p� restaurant (kl. 1900) for de som er interessert. Etter middagen kan vi se en film p� storformatkinoen Imax.

S�ndag 30. mai

10.00 - 10.45 Gravitasjonslinser og kosmologi, ved professor Sjur Refsdal
10.45 - 11.00 Pause
11.00 - 11.45 Spektroskopi ogs� for amat�rastronomer, ved Odd Trondal
11.45 - 12.15 Pause
12.15 - 13.00 Stjerneutvikling: Fra st�v til supernova, ved cand. scient. Knut J�rgen R�ed �degaard
13.00 - 13.15 Pause
13.15 - 14.00 Variable stjerner: Universets fyrt�rn, ved Bj�rn H�kon Granslo
14.00 - 14.15 Avslutning

Deretter ekskursjon for interesserte til Teknisk Museum. P� Teknisk Museum er det spisemuligheter.

Fagforedragene vil blant annet gi et innblikk i ``det nyeste nye'' innen de respektive fagomr�der, spesielt p� de omr�der der norske forskere ligger i forskningsfronten. Foredragene om amat�rastronomi vil bli holdt av ledende folk innen respektive temaer.

Under hele arrangementet vil vi ha stands med rikholdig utvalg astronomi-litteratur, informasjon om utstyr og annet. Det vil her v�re mulig b�de � kikke p� og � kj�pe aktuell litteratur.

P� s�ndag er Norsk Teknisk Museum �pent kl. 10-17. Museene p� T�yen (bl.a. Geologisk museum) er �pne kl. 11-17.

AstroWeekend '99 blir arrangert p� Institutt for teoretisk astrofysikk (ITA), Universitetet i Oslo. P� grunn av mange deltagere, er foredragene flyttet til nabobygningen, Helga Engs hus (50 m fra ITA). Oppm�te blir likevel p� Institutt for teoretisk astrofysikk. De andre delene av arrangementet vil foreg� p� ITA.

P�melding til middagen og Imax-forestillingen 29/5 skjer ved m�tets �pning fredag 28/5. Kuvertpris middag: 300 kr, billettpris for Imax: 90 kr.



                                   Deltagerliste

  Navn & Adresse & E-post-adresse
 
Egil Antoniussen           Kvennhusvn. 1C, 2008 Fjerdingby                                       
Tormod Antonsen            Storevardsbrekka 23, 5305 Florv�g       [email protected]
Bj�rn Aslaksen             Kleivsmoen, 4790 Lillesand              [email protected]
Tor E. Aslesen             �sengata 4B, 0480 Oslo                                           
Petter Bakken              Haugenveien 19, 3442 Hyggen             [email protected]
Widar Bolstad              Harebaksveen, 2360 Rudsh�gda            [email protected]
Arne Bj�rkheim             Vindalslia 15, 3728 Skien               [email protected]
Marius Brovold             Waldemar Thranesgt. 55a, 0173 Oslo      [email protected]
E. Bugge                   Vestlivn. 20B, 0750 Oslo                                         
�se-Kjersti �derud Carlsen Tegnebylia 6, 1550 H�len                                       
Viviann Christoffersen      c/o Heier, Eikskollen 2b, 1361 �ster�s [email protected]
Kjell Olaf Edvardsen       Herdis vei 18, 3122 T�nsberg            [email protected]
Egil En�sen                M�llenbakkveien 42, 8400 Sortland       [email protected]
Arne Foss                  �nnerudjordet 34, 1383 Asker            [email protected]
Stig Foss                  Liomvn. 4, 1347 Hosle                   [email protected]
Kristian Andr� Gallis      3158 Andebu                             [email protected]
Asle Gaarder               H�nen Terasse 3, 3515 H�nefoss          [email protected]
Bj�rn H�kon Granslo        Nordahl Griegsv. 22A, 1472 Fjellhamar   [email protected]       
Espen R. Grouff            Pelvikveien 38, 1335 Snar�ya            [email protected]
Roar Hanoa                 Boks 2357 Solli, 0271 Oslo                                       
Ole Gjert Hansen           Kroktj�dneveien 75, 5412 Stord                                
Halvor Heier               Eikskollen 2b, 1361 �ster�s             [email protected]
H�vard Edvardsen Hellerud  Herdis vei 18, 3122 T�nsberg            [email protected]
Trond Erik Hillestad       Svart�sveien 13, 3615 Kongsberg         [email protected]
Henning Holen              2429 T�rberget                          [email protected]
Ingrid Holmboe H�ibo       Eidsj�en 10, 4230 Sand                                        
Ragnvald J. Irgens        1B 855, Sognsveien 218, 0864 Oslo        [email protected]
Inge B. Johannessen        Hans Haugesgate 23, 5035 Bergen         [email protected]
Celina Kalst�              D�pal�kka 33 A, 3231 Sandefjord                                     
Jan Kalst�                 D�pal�kka 33 A, 3231 Sandefjord         [email protected]
Trygve M. Kile             Vestre H�land, 4500 Mandal                                     
Asbj�rn Kjetsaa            4737 Hornnes                                                   
Frank Lemstad              Most�lveien 11, 4027 Stavanger          [email protected]
Yong Lin                   Institutt for teoretisk astrofysikk, Oslo [email protected]
Haakon Lindekleiv          Presteg�rden, 1860 Tr�gstad             [email protected]
Claes Lind�n               Julius Middelthuns vei 26, 3600 Kongsberg                      
Rune S. Lindgren           Borgerstueveien 8, 3280 Tjodalyng                                
Christer Lundquist         H�konsgt. 67, 3258 Larvik               [email protected]
Egil W. L�msland           Bekkefaret 150, 0280 Oslo                                         
Trond Melen                Teknologi M, Gaustadvn. 12c, 0372 Oslo  [email protected]
Eirik Milford              Sm�rsund, 5550 Sveio                                          
Arild Moland               Schultz' gate 7, 0365 Oslo              [email protected]
Nina Mortensen             Lunnerlinna 77,  2730 Lunner                                   
Rune Nerby                 2423 �stby                              [email protected]
Joakim Nilsen              Boks 59, 3107 Sem                                                
Henrik Wold Nilsen         5650 Tysse                              [email protected]
Olav A. Nyaas              8100 Misv�r                                                   
Kjell Orm�                 Ekebergveien 19A, oppg. 2, 0196 Oslo                             
Robert Pehrson             Eiklivn. 7, 1400 Ski                    [email protected]
Lorentz S. Pran            Hammerstadsgt. 32, 0363 Oslo                                       
Anne Gerd Raffn            Gangarstien 6, 4021 Stavanger           [email protected]
Henrik Reimers             Frognerseterv. 3, 0775 Oslo                                  
Rune Renbj�r               Haneborgv. 28B, 1470 L�renskog                                 
Gitte Rydberg              Maria Dehlis vei 36B, 1083 Oslo         [email protected]
Oddleiv Skilbrei           Oppen�sen 119, 3518 H�nefoss            [email protected]
Mikkel Steine              c/o Vigeland, Ruglandsveien 55, 1342 Jar [email protected] 
Dag Storaker               Leikvingt. 2, 1800 Askim                                       
Unni Tandberg              Nord�ssl�yfa 17c, 1251 Oslo             [email protected]
Bengt Tangen               Dramstad�sen 2D, 1812 Askim             [email protected]
Odd Trondal                H�gtunveien 2B, 1084 Oslo               [email protected]
Irene Inman Tj�rve         Toppen, 2656 Follebu                    [email protected] 
Sverre Ulland              Pb. 59, 4349 Bryne                                               
Sveinung Vegum             R�mminga, 3271 Larvik                   [email protected]
Osmund Westre              Hasselgt. 17, 5523 Haugesund            [email protected]
Paul Anthony Wilson        M�nesigden 8, 1337 Sandvika                                   
Gunnar Wold                Skrabben 1c, 0682 Oslo                  [email protected]
Janusz Ziolko              Solhaugveien 94, 1337 Sandvika          [email protected]
Knut J�rgen R�ed �degaard  Nybrov. 4, 3520 Jevnaker                [email protected]
Geir T. �ye               Follestad, 6150 �rsta                    [email protected]

Nye resultater om solsystemer Ved professor K�re Aksnes
K�re Aksnes er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo

( " Aleksander gr�t da han fikk h�re av Anaxarkos at der var uendelig mange verdener. Og da vennen hans spurte om han hadde v�rt utsatt for en ulykke, svarte han: N�r det finnes s� ufattelig mange av dem, synes dere da ikke at det er en s�rgelig sak at vi ikke har erobret en eneste en ! (Plutark i ``Sinnets ro'') ").

Siden 1991 har planetforskerne f�tt utvidet sitt arbeidsomr�de enormt gjennom oppdagelsen av en rekke em ekstrasolare planeter, dvs. planeter rundt andre soler. Men f�r jeg tar opp dette temaet, skal jeg ta for meg noen nye oppdagelser i og erkjennelser om v�rt eget solsystem. Nye resultater str�mmer inn i et s� raskt tempo, at det her blir plass bare til noe av det viktigste:

Vann overalt!
Da vann er en s� viktig forutsetning for liv slik vi kjenner det, er forekomster av vann andre steder i solsystemet og universet omfattet med stor interesse. Romsonder og radioteleskoper har p�vist vann b�de p� M�nen og Merkur i bunnen av dype kratere i evig skygge. Mars' overflate er n� knuskt�rr, men viser tydelige spor etter enorme flommer som har erodert overflaten. Den planlagte Mars Polar Lander har en probe som skal penetrere overflaten og bl. a. s�ke etter vann. Jupiterm�nene Europa og Callisto m� ogs� inneholde mye vann frosset p� overflaten eller i flytende form under overflaten. Kometer er en annen kilde til vann, ja noen hevder den viktigste vannkilden for Jorda. En p�stand om at en amerikansk satellitt hadde observert nedfall av store mengder is i jordatmosf�ren er siden dementert.

Mars i fokus.
Mars Pathfinder landet p� Mars 4. juli 1997 og har blitt etterfulgt av Mars Global Surveyor, som n� er i ferd med � kartlegge planetens overflate i detalj i sin bane rundt Mars. I fjor ble Mars Climate Orbiter skutt opp for � unders�ke planetens atmosf�re og klima. En rekke andre romsonder er planlagt oppsendt til Mars de neste 15 �r.

Forunderlige Triton.
Da Voyager 2 i 1989 passerte Neptun, var den st�rste overraskelsen m�nen Triton. Til tross for den ekstremt lave overflatetemperaturen p� Triton (38K), utviste m�nen en stor aktivitet i form av aktive geysirer og en sv�rt differensiert overflate. Dette skyldes trolig en ekstremt lang klimasyklus p� 688 �r med for tiden sommer p� den sydlige halvkule og vinter p� den nordlige. Voyager 2 m�lte trykket i Tritons tynne atmosf�re og p�viste nitrogen, karbonoksid og metan der. Stjerneokkultasjoner med m�nen i 1995 og 1998 har vist at atmosf�retrykket og temperaturen stiger jevnt.

Asteroide- og kometprober.
I januar skulle den amerikanske romsonden NEAR ha landet p� asteroiden Eros, men raketten som skulle bremse opp romsonden ble ikke avfyrt. NEAR f�r en ny sjanse under neste passering av asteroiden 14. februar 2000. I februar sendte NASA opp romsonden Stardust, som i 2004 skal fly forbi kometen Wild-2 i en avstand av bare 150 km og unders�ke dens overflate og samle opp kometst�v. �ret f�r dette kometm�tet planlegger ESA � sende opp sin Rosetta-sonde, som skal g� inn i bane rundt kometen Wirtanen i 2012. Det er norsk deltagelse i denne mission.

Plutos �re er reddet!
Det siste �ret har det p�g�tt en intens debatt om planeten Plutos status. En del planeteksperter med Brian Marsden i spissen har �nsket � omd�pe Pluto til en sm�planet, dvs. asteroide. Begrunnelsen er at Pluto er mye mindre enn de andre planetene og avviker sterkt i sammensetning og baneegenskaper. Som et kompromiss har Marsden foresl�tt at Pluto skal f� en dualistisk status som b�de planet og asteroide nr. 10.000, eventuelt som Kuiper-belte objekt nr. 1 (se nedenfor).

Jeg og de fleste andre astronomer mener at av historiske grunner og fordi Pluto er dobbelt s� stor som den st�rste asteroiden (Ceres) og har sin egen m�ne, s� b�r Pluto f� beholde sin status som planet. Dette har ogs� n� blitt besluttet av IAU.

Kuiper-belte objekter. Kuiper-beltet, ogs� kalt det Trans-Neptunske beltet, best�r av anslagsvis minst 70.000 sm� objekter med diametre p� minst 100 km utenfor Neptuns bane ut til deteksjonsgrensen p� ca. 50 astronomiske enheter (AE). Kuiper-beltet antas � v�re kilden til de kortperiodiske kometene og � v�re en viktig n�kkel til solsystemets opprinnelse. Det Nordiske Optiske Teleskop (NOT) bidrar n� aktivt til oppf�lgning og oppdagelse av disse ekstremt lyssvake objektene (R-mag. 23-24).

Asteroider p� kollisjonskurs med Jorda.
Oppdagelsen av asteroiden 1997 XF11 vakte bestyrtelse da IAU's Minor Planet Center i mars 1998 gikk ut med informasjoner om at det var en viss risiko for at asteroiden kunne treffe Jorda i 2028 med katastrofale f�lger. Objektet ble senere identifisert p� bilder tatt i 1990. En forbedret baneberegning viste da at asteroiden vil styre godt klar av Jorda. Denne hendelsen har bidratt til en intensivert s�k etter em Near Earth Objects -- NEOs -- med spesiallagde teleskoper (Spacewatch i Arizona og LINEAR i New Mexico). LINEAR-teleskopet (diam. 1m ) har funnet over 20000 asteroider siden det ble operativt i mars 1998!

Ekstrasolare planeter.
Oppdagelsen av planeter rundt andre stjerner har vakt en voldsom interesse b�de blant astronomer og lekfolk. Dette gir mye mer substans til troen p� at verken v�rt solsystem eller livet p� Jorda er unikt. SETI-prosjektet som lytter etter signaler fra en annen sivilisasjon kan n� fortsette med fornyet styrke. Nylig har det blitt foresl�tt � supplere lyttingen p� mikrob�lgeomr�det med leting etter intelligente lyssignaler i form av laserpulser, som kan ha minst like stor rekkevidde.

De f�rste ekstrasolare planetene ble oppdaget i 1991 med det store radioteleskopet i Arecibo. Periodiske variasjoner i radiosignalene fra pulsaren 1257+12 ble tolket som innvirkning fra tre planetlignende objekter. Snart deretter lyktes man i � p�vise planeter ved hjelp av dopplerm�linger p� moderstjernenes spektra. Planetenes banebevegelser vil p�f�re moderstjernene en m�lbar oscillasjon. Kun en av disse planetene er p�vist direkte, ved fotografering fra Hubble-teleskopet. Den vanligste definisjonen for en planet er et objekt med masse under 10 jupitermasser. Objekter med masser i omr�det 10-80 jupitermasser klassifiseres gjerne som brune dverger. Dette er objekter med for liten masse til at temperaturen i det indre blir h�y nok til � starte kjernefysiske reaksjoner i nevneverdig grad.

Meteorastronomi Ved Kai Gaarder
Kai Gaarder er leder for Meteorgruppen i NAS og er blant Norges mest aktive meteorobservat�rer. Meteorgruppen medlemsmasse p� ca. 15 personer, og driver med visuelle og fotografiske observasjoner av meteorer. Gruppen arrangerer meteortreff under de store svermene.

Gjennomgang av noen innledende begreper: Hva er en meteor, meteorsverm osv.

Hvorfor observere meteorer?
Ved � observere antall meteorer over et gitt tidsrom, kan man f� et inntrykk av svermens partikkeltetthet. Antall meteorer av hver st�rrelsesklasse gir en indikasjon p� massefordelingen i svermen. Ut fra dette kan vi danne oss et bilde av hvordan svermen ``ser ut'' i rommet. Alle observasjoner blir sendt til IMO (International meteor organisation). IMO samler resultater fra hele verden, og kan dermed utf�re globale analyser av svermene.

Krav til observasjoner.
Det stilles en del krav for at observasjonene skal ha noen vitenskapelig verdi. Observat�ren m� v�re nogenlunde kjent p� stjernehimmelen. Han/hun m� kunne skille de forskjellige meteorsvermene fra hverandre ved � vurdere meteorens bevegelsesretning p� himmelen, samt meteorens hastighet. Man m� kunne angi meteorens lysstyrke ved � sammenligne med stjerner av kjent lysstyrke. Grensemagnituden m� angis gjennom hele observasjonsperioden. M�rk himmel. Uthvilt og v�ken observat�r.

Hva trenger man av utstyr?
For � observere meteorer trenger man ikke dyrt utstyr. Man kommer langt med solseng, sovepose, kassettspiller, lommelykt og klokke. Det er viktig � v�re godt kledd.

Konklusjon
Observasjonene er et viktig bidrag til profesjonelle og amat�rer som utf�rer analyser av meteorsvermer. Det stilles kvalitetskrav til observat�r og observasjonsforhold for � f� noen nytte av observasjonen. Observasjon av meteorer er g�y. Utbrudd kan skje helt uten forvarsel. Eksempel Ursidene 1986 og ``ildkulenatten''den 16.-17. november 1998. Gruppen trenger flere observat�rer!!

Leonidene i 1998 fotografert av
A. Danielsen og O.B. Fogth.
Klikk p� bilde for mer.

Amat�rastronomi I (visuelle observasjoner og tilh�rende utrustning)
Ved �rnulf Midtskogen
�rnulf Midtskogen har over 40 �rs fartstid som amat�rastronom og er n� bl.a. ansvarlig for Nyhetstjenesten i NAS.

Det ser ut til � bre seg en oppfatning, kanskje s�rlig blant nybegynnere, om at for � v�re observerende astronom, m� vi investere i registreringsutstyr. Det er p� ingen m�te tilfelle. De fleste av oss er allerede utstyrt med det som trengs, nemlig �yet. Enten vi ser p� det bildet som danner seg bak okularet, eller vi ser p� bildet overf�rt p� optisk leder til en egnet skjerm, forandrer ikke p� det forholdet. Forskjellen her er at den f�rste varianten ikke koster noe ekstra. Det er dessverre blitt en moderne overtro at det ikke g�r an � drive med noe uten at vi m� kj�pe alt mulig.

Hva kan vi s� observere visuelt?
Svaret er enkelt: alt, med et par praktiske begrensninger. Det ligger i det som min l�rer i fysikk kalte informasjons-tverrsnittet. Med det menes at v�rt �ye, eller v�r kikkert, ikke omslutter det objektet vi observerer. Endel informasjon, p� grunn av den store avstanden nesten all, g�r derfor tapt. Dette arter seg p� de 2 m�tene vi kjenner godt: grenselysstyrke og oppl�sning. Dette gjelder naturligvis for alle slags m�ter � registrere p�. Fordelen med visuelle observasjoner er at de gir oss �yeblikksbildet, det som i dataspr�k kalles online. Fotografering vil i samme terminologi v�re en batch-l�sning.

Som astronomer er vi interessert i � finne noe ut om stjernene og universet, gjerne noe som ingen vet p� forh�nd. Etter moderne metodikk m� vi da utf�re m�linger og det er ikke alt som egner seg like godt visuelt. La oss ta en rask gjennomgang av endel omr�der hvor visuelle observasjoner er gode nok. Det blir ikke tid til � g� i detaljer, men bare nevne noen punkter. For � ha en rekkef�lge, kan vi starte p� Jorden og g� utover i rommet.

Lyse nattskyer - Meteorologisk fenomen med kosmisk komponent
Dette er st�vdannelser i stratosf�ren og derfor jonosf�refysikk. Men med en kosmisk komponent har det ogs� astronomisk interesse. Det er et omr�de man ved lite om.

Hyppighet og omfang
Observasjonene g�r f�rst og fremst ut p� � registrere n�r de forekommer. Ogs� negative observasjoner er interessante for � f� et tall p� hyppigheten. Dernest kan omfang og utseende beskrives. Her vil riktignok fotografier v�re best.

Meteorer - Bevegelse og utseende
Her noteres tidspunkter og posisjoner p� himmelen. Hvis 2 eller flere observerer samme meteor, kan bevegelsen i atmosf�ren fastlegges. Siden meteorer beveger seg fort og uforutsigbart, er visuelle observasjoner viktig.

Svermer og tellinger.
Det er denne type observasjoner de fleste konsentrerer seg om, kanskje fordi de er mer konsetrert i tid. De fleste selskaper har grupper som nedlegger mye arbeid i tellinger. Mye av det vi vet om svermenes tetthet og utstrekning i rommet kommer fra visuelle tellinger.

M�nen - Form�rkelser
M�neform�rkelser har alltid v�rt en av menneskenes store opplevelser, selv uten noen mytisk betydning. Ved siden av det er observasjoner av jordskyggens diameter interessant som et m�l for hvor mye skyer det er Jordens atmosf�re. S�rlig skyggens passasje av kjente punkter p� M�nens overflate kan gi en ganske presis diameter som vil v�re 2-4% st�rre enn beregningen etter jordoverflaten. Ved totale form�rkelser er M�nens minimumslysstyrke blitt sett p� som et m�l for den tiltagende forurensning i atmosf�ren.

Okkultasjoner av stjerner
Dette er en av de store aktiviteter blant amat�rer. Fra � v�re en m�te til � stemme posisjonen p� havet (bakgrunnen for Greenwich-observatoriet), er det med dagens atomur blitt en m�te � bestemme M�nens posisjon p�. Med rundt 10000 observasjoner �rlig, blir posisjonen bestemt p� n�rmeste 0,01". Observasjonene er meget enkle � utf�re, s�rlig idag. Det kreves kun en liten kikkert. De beste observasjoner f�es med en stoppeklokke og en hvilkesomhelt kvartsstyrt gj�r nytten. Som p�litelig tidsreferanse kan man kj�pe en radiostyrt klokke for 100 kroner. Den eneste haken m� v�re at man ikke kan velge tidspuntet selv. Ikke engang forutberegninger er lenger noe problem. Software for mikromaskiner kan hentes fra nettet og beregner med en n�yaktighet p� 2 sekunder. Observasjonene kan sendes elektronisk til de som gj�r reduksjonen.

Solen - Form�rkelser
Solform�rkelser er vel det himmelfenomen som virker sterkest p� oss mennesker, selv om vi vet hva som forg�r. Mange reiser verden rundt bare for selve opplevelsens skyld.

De store planetene - Overflatedetaljer
Amat�rer har opp gjennom tidene lagt ned mye tid i � tegne detaljer i platetenes overflater, s�rlig Jupiters skybelter. Romfarten med sonder og romteleskop har redusert nytteverdien mye. Fortsatt vil en viss overv�king v�re interessant.

Jupiterm�ne-fenomener
Tidspunkter for form�rkelser, okkultasjoner og transitt av Jupiters galileiske m�ner har siden Ole R�mers tid v�rt benyttet til � bestemme m�nenes baner. Fortsatt vil visuelle observasjoner gi avvik i beregningene.

Asteroider - Okkultasjoner av stjerner
Ogs� asteroider vil okkultere stjerner. Som ved M�nen er kravet til utstyr meget beskjedent. Det viktigste kravet ved siden av en liten kikkert er en stoppeklokke. For de st�rre asteroider vil okkultasjonen vare noen sekunder. Som man lett forst�r, vil varigheten gi en hypotesefri verdi for diameteren. Problemet er at sannsynligheten for � se noe ikke er s�rlig stor. S�rlig usikkerheten i asteroides bane, dels ogs� i stjernenes posisjon, gir fort et slingringsmon for skyggen p� 1000 km.

Kometer - Lysstyrker
Kometobservasjoner er et av de store felter for amat�rer, s�rlig fordi det ofte er observasjonsforholdene og ikke det kostbare utstyr som setter begrensningen. Vurdering av komaens samlede lysstyrke har alltid den viktigste observasjon. Det nok b�de uforutsigbarheten og det beskjedne krav til n�yaktighet som bidrar her. Interessen i fagkretser virker selvsagt ogs� inn.

Utseende av koma og hale.
Ved siden av lysstyrken er utstrekningen og utseende av komaen viktige tilleggsobserbasjoner. For lyssterke kometer vil komaen ofte oppvise detaljerte nyanser, slik tilfelle var med Hale-Bopp. Halenes (gass og st�v) utstrekning og form ansees ogs� som viktige observasjoner av kometen aktivitet.

Variable stjerner
Observasjoner av variable stjerner har v�rt og er fortsatt den st�rste observasjonsaktivitet blant amat�rer. Den blir behandlet i et eget foredrag, s� jeg skal ikke dvele mer med feltet her.

Dobbeltstjerner - Instrumentkontroll
M�linger p� dobbeltstjerner, for f.eks. � bestemme baner for fysiske par, krever store kikkerter. For amat�rer vil dobbeltstjerner alltid v�re den endelige test av om kikkerten er god nok.

Galakser og Nova-/supernovas�k
Selv om automatisk fotografering har gjort sitt inntog, finns det fortsatt de som s�ker etter novaer visuelt. Alcock i England er et eksempel p� hvor vellykket det kan v�re. Den eksplosive �kning av kikkertenes �pninger de senere �r har gjort det mulig � se supernovaer i galakser som ikke engang er blant de n�rmeste. Selv om bruk av CCD gj�r seg gjeldende, er det fortsatt de som sverger til visuelle s�k.

Som man ser, er det mye som egner seg for visuelle observasjoner. Til en viss grad vil resultatet v�re for � �ke egen kunnskap, men det vil ogs� i st�rre eller mindre grad bidra til v�r samlede viten om universet. Det som er viktig er at vi er klar over at vi er forskere, og innretter oss deretter. Det er ikke bare � stille seg opp og se. Vi m� i hvert enkelt tilfelle f�lge en anerkjent metode. F�rst da kan vi skaffe oss kunnskap.

Solaktivitet og solfysikk Ved professor Oddbj�rn Engvold
Oddbj�rn Engvold er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo.

Den viktigste vitenskapelige erkjennelsen om Solen er at den er en magnetisk stjerne. Samspillet mellom solens varme, ioniserte gass og magnetiske felter, som f�rer til et rikt mangfold av former for aktivitet, gj�r solen til et stadig mer fascinerende ``laboratorium'' for astrofysikerne.

Solen er den stjerne som er n�r nok til at vi kan skjelne og observere overflatestrukturer. Det var kjent at Solen hadde flekker lenge f�r Gallileo bygde og tok i bruk teleskoper omkring 1610, men f�rst fra 1700-tallet er solflekkene blitt forholdsvis regelmessig observert og registret. Jevnlige observasjoner av solflekker viste at Solen roterte med en periode p� 27 d�gn og at rotasjonsaksen hellet 7$^o$ med ekliptikken (Scheiner 1630), og videre at antall flekker p� overflaten kom og gikk med en periode p� 11 �r (Schwabe 1843). I 1850-�rene fant man sammenheng mellom geomagnetiske stormer og solaktivitet (Wolf, Carrington, m/flere). At flekker og annen aktivitet p� soloverflaten er knyttet til magetfelter, ble f�rst p� vist av amerikaneren Hale i 1908.

Solaktivitet best�r av en rekke forskjellige fenom'ener, eller snarere prosesser, i tillegg til flekkene. P� overflaten n�r inntil flekkene ses lyse em fakkel-omr�der og i den tynne, varme koronaen svever kaldere og tettere skyer av gass, em protuberanser. De kortvarige, kraftige lysblussene som kalles em flares er n�rt knyttet til em erupsjoner og em solstormer.

Nordlyset er en direkte observerbar f�lge av solstormer og av em solvind som er en mer jevnlige str�m av varm, ionisert gass som str�mmer ut fra Solen. Solen og solaktiviteten er derfor ogs� av stor interesse i forbindelse med forskning omkring klima her p� Jorda. Sol- og klimaforskerne debatterer fremdeles hvorvidt et tilsynelatende frav�r av solflekker og aktivitet i perioden 1645-1715, em Maunder Minimum, kan knyttes til den s� kalte ``Lille Istiden''. I denne forbindelse s�ker man � kartlegge alle former for solaktivitet n� og bakover i tiden. Den tidligste beretning om solflekker er nedtegnet av Aristoteles elev, Theophrastus som kan dateres til omkring 350 �r f.Kr. Det finnes for�vrig en rekke historisk nedtegnelser fra Kina om flekker p� Solen. Det vil v�re av stor interesse � kunne sl� fast hvordan Solen eventuelt har variert med tiden, hvilket observasjoner av solflekker tidligere enn omkring 1700 bare kan gi f� og meget spredte opplysninger om. Men i dag benyttes flere indirekte metoder for � kartlegge forandringer i solaktiviteten p� ulike tidsskalaer til omkring 10 000 �r tilbake i tiden.

Vi har i dag satellittobservatorier i bane utenfor og omkring Jorda som observerer og overv�ker Solen kontinuerlig. Disse har instrumenter ombord som registrer str�ling p� en rekke forskjellige b�lgelengder av lyset i tillegg til str�mmer og skurer av energirike partikler fra Solen. Kortb�lget str�ling (r�ntgen-, ekstrem ultrafiolett- og fiolett str�ling), trenger ikke gjennom v�r atmosf�re og derfor ikke observeres med bakkebaserte observatorier.

V�r n�rmeste stjerne, Solen, er en ganske ordin�r stjerne i v�r galakse. Den er har eksistert som sett som n� i omkring 4.5 milliarder �r og den er omtrent ``midtveis i livet''. Vi vet i dag at den heller ikke er spesiell som aktiv stjerne. Det finnes en rekke sol-lignende stjerner som viser betydelig st�rre aktivitet, som ogs� synes � variere periodisk.

Foredragsholderen vil s�ke � gi et bilde av Solen fra det vi mener � vite om den fra tidligere og nyere observasjoner, og med basis i teoretisk forst�else. Fra sitt st�sted som solfysiker vil han beskrive og diskutere ulike typer aktivitet p� Solen, hvordan disse oppst�r og vekselvirker med omgivelsene, inkludert Jorda.

Klikk p� bilde for animasjoner etc.

Solform�rkelser Ved Oddleiv Skilbrei
Oddleiv Skilbrei er en aktiv amat�rastronom og en norsk autoritet n�r det gjelder solform�rkelser.

Den 11. august 1999 vil sentrale deler av Europa oppleve sin f�rste totale solform�rkelse p� nesten 40 �r. Totalitetssonen strekker seg fra Atlanterhavet til Det indiske hav, og passerer bl.a. over s�rvestspissen av England, Frankrike, Tyskland, �sterrike, Ungarn, Romania, Tyrkia, Iran, Pakistan og India.

Form�rkelsen kan sees som partiell i Norge. P� S�rlandet dekker M�nen inntil 77,6% av soldiameteren. Lengst nord p� Finnmarkskysten har form�rkelsen en maksimal st�rrelse p� rundt 43%. Form�rkelsen er p� sitt h�yeste rundt kl. 12.30 norsk sommertid. Det er viktig � huske p� � beskytte �ynene godt n�r man observerer Solen. Det gjelder enten det er form�rkelse eller ikke. Se ikke direkte p� Solen uten solfilter. Det sikreste er � bruke en kikkert til � projisere et bilde av Solen ned p� et hvitt underlag.

Betingelser
For at en solform�rkelse skal inntreffe, m� Solen, Jorden og M�nen st� p� tiln�rmet rett linje. Ved en solform�rkelse befinner M�nen seg mellom Solen og Jorden. Hvis M�nens baneplan p� himmelen hadde v�rt lik Solens, ville vi f�tt solform�rkelser ved hver nym�ne. N� beveger M�nen seg derimot i en bane som danner en vinkel p� i gjennomsnitt 5,15 grader med solbanen eller ekliptikken, slik at den ved nym�ne vanligvis passerer over eller under Solen. M�nebanen krysser ekliptikken i to punkter. Disse ligger diametralt motsatt hverandre, og kalles m�nebanens knuter. Den oppstigende knute definerer det punktet hvor M�nen krysser ekliptikken fra s�r til nord, og den nedstigende knute tilsvarende punkt hvor M�nen beveger seg fra nord til s�r.
Hvis Solen befinner seg i n�rheten av ett av knutepunktene samtidig som det er nym�ne, vil M�nen v�re n�r ekliptikken p� samme sted som Solen, og vi kan f� en solform�rkelse.

Hyppighet
Hvis Solen, Jorden og M�nen var punkter, m�tte Solen og M�nen st� akkurat i et knutepunkt for at en form�rkelse skulle v�re mulig. Siden de tre legemene har en viss utstrekning, kan vi oppleve en solform�rkelse selv om M�nen ikke passerer Solen akkurat i knutepunktet. Hvert �r er det mulig � se mellom to og fem solform�rkelser fra ulike steder p� Jorden. Mellom �r 2000 f�r v�r tidsregning (-1999) og �r 3000 finner det sted 11 897 solform�rkelser. Det betyr 2,38 slike form�rkelser pr. �r. Av disse er 4 197 (35,5%) partielle, 3 960 (33,3%) ringformede, 3 190 (26,8%) totale og 550 (4,6%) ringformede-totale. Solform�rkelser kan bare sees innenfor et begrenset omr�de av Jordens dagside. En observat�r som hele tiden befinner seg p� samme sted vil oppleve omtrent hver femte solform�rkelse, noe som betyr en form�rkelse annethvert �r i gjennomsnitt.

Saros perioden
Det har v�rt kjent lenge at likeartede solform�rkelser gjentas med jevne mellomrom. Allerede i oldtiden kunne man derfor forutsi slike form�rkelser med god n�yaktighet. For at to etterf�lgende solform�rkelser skal ha et lignende forl�p, m� visse forhold v�re tiln�rmet like. F�rst og fremst m� det v�re nym�ne. Da befinner M�nen seg n�r Solen p� himmelen. M�nen m� dessuten st� p� samme sted i banen sin i forhold til en av knutene. Knutepunktene st�r ikke stille i rommet, men dreier med urviseren rundt ekliptikken en gang p� 18,60 �r. I tillegg m� M�nens avstand til Jorden v�re den samme. Det gjelder ogs� Jordens avstand til Solen. Form�rkelsene b�r ogs� finne sted omtrent p� samme tid av �ret.
Intervallet mellom to p�f�lgende nym�ner kalles en synodisk m�ned, og inneholder 29,53059 d�gn. Tidsavstanden mellom M�nens to etterf�lgende passeringer av en og samme knute kalles en drakonitisk m�ned, og er p� 27,21222 d�gn. Solens tilsvarende oml�pstid kalles et form�rkelses�r, og er p� 346,6 d�gn. N�r det gjelder avstandskriteriene, er det f�rst og fremst M�nens avstand til Jorden som er viktig, da eksentrisiteten til M�nens bane rundt Jorden er mye st�rre (0,0549 i gjennomsnitt) enn Jordens bane rundt Solen (0,017). Bruker vi M�nens jordn�re punkt (perigeum) som referanse, g�r det 27,55455 d�gn mellom hver gang dette passeres. Denne perioden kalles en anomalistisk m�ned. Det viser seg at 223 synodiske, 242 drakonitiske og 239 anomalistiske m�neder utgj�r nesten like lange tidsrom. Det samme gjelder 19 form�rkelses�r:

223 synodiske m�neder: 6585,32 d�gn
242 drakonitiske m�neder: 6585,36 d�gn
239 anomalistiske m�neder: 6585,54 d�gn
19 form�rkelses�r: 6585,78 d�gn

223 synodiske m�neder utgj�r et tidsrom p� 18 �r, 10 eller 11 dager (avhengig av antall skudd�r i perioden), og 8 timer. Dette tidsrommet kalles en sarosperiode. Den prim�re �rsaken til denne perioden er sammenfallet i tid mellom 223 synodiske og 242 drakonitiske oml�p av M�nen.
Saros perioden er alts� bare 11 dager og 8 timer lenger enn et helt antall �r. Det betyr at to etterf�lgende solform�rkelser finner sted p� omtrent samme tid av �ret, noe som ogs� inneb�rer at Jordens avstand til Solen har endret seg ganske lite. De 8 timene gj�r at form�rkelsene ikke blir synlige fra samme sted p� Jorden, men forskyver seg 1/3 av Jordens omkrets vestover hver gang. F�rst etter tre sarosperioder (54 �r og 34 dager) kan form�rkelsen igjen sees fra samme steder p� jordoverflaten.

Form�rkelsesserier
Form�rkelser som gjentas etter hver sarosperiode, sies � tilh�re samme sarosserie. Fordi de ulike periodene som medvirker til sarossyklusen ikke er eksakt like lange, endrer forholdene seg litt fra en form�rkelse i serien til neste. Hver serie inneholder derfor et begrenset antall solform�rkelser. Spesielt utgj�r 19 form�rkelses�r et tidsrom som er 11 timer lenger enn sarosperioden. Av den grunn flytter knutepunktet seg 0,5 grader �stover for hver syklus. En solform�rkelsesserie inneholder i overkant av 70 form�rkelser og varer i over 1 200 �r. Innenfor hver sarosperiode er det mange sarosserier i aksjon samtidig. Ettersom gamle serier g�r mot slutten, starter nye og erstatter disse. For � holde styr p� de ulike sarosseriene, nummereres de. Like nummer angir at form�rkelsene skjer ved M�nens oppstigende knute, mens ulike nummer betyr at form�rkelsene skjer ved den nedstigende knuten.

Form�rkelser i Norge 1966-2135
I l�pet av en periode p� 170 �r mellom 1966 og 2135 finner det sted 97 solform�rkelser som helt eller delvis kan sees fra Norge. Utifra beregninger for hvordan disse form�rkelsene arter seg i 12 norske byer (Oslo, Fredrikstad, H�nefoss, Kristiansand, Stavanger, Bergen, F�rde, Lillehammer, Trondheim, Bod�, Troms� og Kirkenes) viser det seg at antallet synlige form�rkelser p� hvert sted varierer fra 72 i Stavanger til 80 i Trondheim. Oslo opplever 76 form�rkelser i denne perioden og Troms� 78. Det g�r gjennomsnittlig 2,25 �r mellom hver form�rkelse (fra 2,13 �r i Trondheim til 2,36 �r i Stavanger). Den gjennomsnittlige tidsperioden mellom to p�f�lgende solform�rkelser som kan sees fra deler av Norge er 1,75 �r (170 dividert med 97).
Ved � summere prosentvis dekka diameter for hvert enkelt sted viser det seg at Bod� er det stedet i Norge hvor denne summen blir st�rst (3989), mot eksempelvis 3777 i Oslo og 3737 i Stavanger. Siden antallet synlige form�rkelser p� de ulike stedene varierer, betyr ikke dette at form�rkelsene i gjennomsnitt er st�rre i Bod� enn i Stavanger. Faktisk er det omvendt (51,90% i Stavanger og 51,80% i Bod�). For alle de nevnte stedene i Norge blir gjennomsnittet 50,77%.
I perioden mellom 1966 og 2000 var den gjennomsnittlige st�rrelsen til alle solform�rkelser her i landet p� rundt 45%. I Oslo var denne prosenten helt nede i 42,6. I Nord-Norge var den noe h�yere, rundt 47%. Det betyr at spesielt i S�r-Norge opplevde vi forholdsvis f� solform�rkelser der M�nen dekket over 50% av soldiameteren. I perioden mellom 2001 og 2050 vil vi kunne oppleve en relativt h�yere andel av st�rre form�rkelser. I Oslo er den gjennomsnittlige st�rrelsen 54,3% i dette tidsrommet, og i Bod� hele 59,4%. For hele landet blir gjennomsnittsst�rrelsen 55,7%.
Den samlede varigheten av alle form�rkelser mellom 1966 og 2135 er ogs� st�rst i Bod�, nemlig 7494 minutter eller nesten 125 timer. I Oslo summerer samlet form�rkelsestid seg opp til 7322 minutter (122 timer). Minst tid med solform�rkelse har Trondheim med 7272 minutter (121,2 timer). For alle 12 byene er den gjennomsnittlige varigheten 97 minutter (st�rst i Stavanger med 102,5 minutter og minst i Trondheim med 92,1 minutter). Mellom 1966 og 2000 var den gjennomsnittlige varigheten i hele landet p� 96 minutter. I l�pet av de neste 50 �rene �ker denne til 106,6 minutter. Vi g�r n� alts� inn i en periode hvor solform�rkelsenes st�rrelse og varighet �ker betydelig.
Det viser seg at Bod� (som befinner seg n�rmest polarsirkelen av de aktuelle byene) er det gunstigste stedet � v�re hvis man vil se Solen form�rket lengst mulig hele perioden sett under ett. Det l�nner seg likevel ikke � flytte dit f�r etter 2050, siden den samlede varigheten fram til da er st�rst for de 21 form�rkelsene som kan sees i Stavanger (2276 minutter) fulgt av Kristiansand og Fredrikstad med 2275 minutter (p� like mange form�rkelser). Bod� opplever kun 2043 minutter fordelt p� 19 form�rkelser.

Bakgrunnsstr�lingen. Vil den gi svaret p� Universets g�ter ?
Ved professor Per Barth Lilje
Per Barth Lilje er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk.

I forbindelse med fors�k med satellittkommunikasjon gjorde Arno Penzias og Robert Wilson i 1965 eksperimenter med en stor radioantenne. Til sin overraskelse fant de at i tillegg til str�ling fra kjente kilder, m�lte de ogs� et jevnt svakt brus, radiost�y som s� ut til � komme fra alle retninger. Etter ganske kort tid ble det klart at denne st�yen var n�yaktig slik som det 15--20 �r tidligere var blitt forutsagt for et univers som startet med en begynnelse i tiden, et varmt Big Bang. De f�rste hundretusener �r var universet et plasma, en blanding av atomkjerner og elektroner, som var ugjennomsiktig for lyset. Deretter kj�lnet universet s� mye at elektronene og atomkjernene kunne knytte seg til hverandre, og for f�rste gang danne atomer. Da ble universet fullstendig gjennomsiktig og lyset slapp l�s. Lysstr�lene fra tilblivelsen har v�rt p� vei mot oss hele tiden siden. Da lyset slapp l�s fra materien, var lyset og materien i tett kontakt, og str�lingen fulgte n�yaktig den fordeling som Max Planck hadde forutsagt i 1900 for lys fra et legeme oppvarmet til tre tusen grader, den temperatur universet hadde da det var 300.000 �r gammelt. Etter som universet etterp� har utvidet seg ca. tusen ganger, har b�lgelengden p� lyset blitt ca. tusen ganger st�rre, og str�lingen er n� akkurat som om den kom fra et legeme ``varmet opp'' til en temperatur bare 3 grader over det absolutte nullpunktet, eller -270� C. Denne s�kalte bakgrunnsstr�lingen er ikke lenger i form av synlig lys, men i form av mikrob�lgestr�ling, omtrent som den vi har inne i en mikrob�lgeovn. Det er ganske mye av denne str�lingen, hvis vi stiller inn et fjernsysnsapparat mellom to stasjoner skyldes noen prosent av ``sn�en'' vi ser, nettopp denne kosmiske str�lingen fra verdens tilblivelse!

Etter at bakgrunnsstr�lingen ble oppdaget i 1965, forsto man fort at den ikke kunne v�re helt lik i alle retninger. Det m�tte i str�lingen finnes spor etter de ujevnhetenene som er blitt til galakser og stjerner i dag, og som har gjort liv mulig. I 1991 ble disse ujevnhetene funnet. Romobservatoriet COBE oppdaget at temperaturen i bakgrunnsstr�lingen varier med en hundretusendels grad mellom forskjellige retninger p� himmelen. De aller siste �rene har teoretikerene vist at en enorm mengde informasjon om universet ligger skjult i disse bittesm� temperaturforskjellene. Hvis man kan studere dem i stor detalj, blir det som � finne et helt og ubeskadiget skjelett av en dinosaur, mens man tidligere hadde studert dinosuarene ut fra et par sterkt geologisk omformede fossile ben. Med tilstrekkelig detaljerte studier kan man blant annet bestemme n�yaktig hvor gammelt universet er, om inflasjonsteorien er korrekt, n�yaktig hvor mye det er av den mo rke materien, og dermed hvordan universet en gang vil ende. Men til dette kreves det uhyre n�yaktige m�linger foretatt med ny teknologi fra en satellitt. I 1996 vedtok den europeiske romorganisasjonen ESA at det neste store vitenskapelige prosjekt skulle bli romobservatoriet it Planck, som nettopp konstrueres for � m�le variasjonene i mikrob�lge-bakgrunnsstr�lingen med en slik presisjon at vi etterp� vil kunne si at vi n� har funnet et helt og ubsekadiget fossilt skjelett av skapelsen. Etter oppskytningen vil it Planck bruke to �r p� � gjennomf�re kartleggingen av lyset fra universets urtid. Det neste �rtusen vil dermed v�re sikret � starte med svar p� flere av de sp�rsm�l som er blitt stilt siden de f�rste mennesker undret seg over stjernehimmelen. Som alltid m� vi regne med at slike svar ogs� vil �pne for nye, og enda dypere sp�rsm�l.

SOHO og utforskning av Solen Ved professor Olav Kjeldseth-Moe
Olav Kjeldseth-Moe er professor ved Institutt for teoretisk astrofysikk.

Rom-observatoriet SOHO,
Solar and Heliospheric Observatory, som ble skutt opp i desember 1995, innledet en ny era i solfysikken. Instrumentene p� SOHO har gitt oss ny viten om de fysiske forholdene i solen, fra den innerste kjernen, hvor solenergien dannes, til den ytre koronaen, 20 millioner kilometer ut fra solen, og til heliosf�ren rundt jorda. Ved hjelp av bilder fra SOHO vil vi illustrere noen av disse nye resultatene. Vi skal se dem i sammenheng med det vi tidligere visste, men samtidig understreke det nye bildet vi f�r, is�r av en dynamisk og foranderlig sol-atmosf�re. Den nye viten vi har f�tt gj�r at vi m� gjennomtenke v�re begreper om disse lagene i solen helt fra bunnen av. Dette setter solfysikken i en spennende og fruktbar situasjon. Forskningsfeltet er blitt vitalisert og en kan vente nye og interessante resultater i en �rrekke fremover.

SOHO er et samarbeid mellom de europeiske og amerikanske organisajonene for romforskning, ESA og NASA, og universiter og forskningslaboratorier i en rekke land er videre involvert. Norske forskere har deltatt og deltar aktivt i SOHO, fra starten for mer enn ti �r siden til utnyttelsen av dataene og den daglige drift av av instrumentene i dag og i �rene fremover.

Amat�rastronomi II (ikke-visuelle observasjoner: astrofoto, CCD etc.)
Ved Robert Gibala
Robert Gibala er CCD-observat�r og aktiv innen Supernovas�kegruppen i NAS.

Innledning
Litt om hvordan en amat�rastronom forholdsvis enkelt kan utf�re instrument-baserte observasjoner - uten for store forkunnskaper. Basert p� detektor medier som fotometer, foto og CCD. Det amat�ren mangler i kunnskap, kan vedkommende ta igjen i form av den tid og den interesse vedkommende senere legger ned i respektive felt. Kunnskapen vil �ke som f�lge av erfaringer amat�rastronomen bygger opp med tiden. Observasjonsgruppene til NAS er gode st�ttespillere.

Fotometer
Et fotometer er et fotoelektrisk instrument som m�ler lysintensiteten. Selve detektor mediet, er enten en fotodiode eller et fotomultiplikator r�r. Fotometeret er som regel ferdig utstyrt med UBV(RI) filtere. Dette gj�r instrumentet i stand til � bestemme lysstyrker etter standard magnitude systemer. Det blir benyttet til � m�le lysstyrken til objekter som varierer i lysstyrke, som f.eks variable stjerner, novaer, asteroider, og Supernovaer. Fotometere m�ler kun lyset p� et punkt av gangen. En m� derfor foreta mange enkelt m�linger for � bestemme et objekts lysstyrke.

Film - CCD
Film kan fortsatt brukes til � oppdage objekter, som novaer, asteroider, variable stjerner, kometer og supernovaer. Film-mediet egner seg ogs� forholdsvis godt til astrometri og fotometri. Men spesielt for film-fotometri, s� kreves det blant annet kjennskap til filmens spektrale respons. Ta kontakt med Variable stjernegruppen i NAS for en aktuell film og filter kombinasjon. CCD kameraer med minst 12 bit og oppover, kan benyttes til fotometriske m�linger.
(Et utgangs punkt er CCD kameraer som, ST5C, PixCel 237, MX5 f.eks)

For ufiltrerte eksponeringer, s� skal en benytte R-magnitudene til sammenlignings stjernene. Spesielle UBVRI filtersett kan kj�pes ferdig. Eller en kan kj�pe enkelt filtere, som bare V filteret f.eks. Flat field bildet er veldig viktig, for � f� mest mulige n�yaktige lysstyrke m�linger.

Det er viktig � ha tilgang til referanse-bilder, hvis en �nsker � oppdage nye objekter - enten en benytter seg av film eller CCD. Referanse bildene b�r helst v�re selvtatte bilder med det samme utstyret en normalt bruker. Objektene evt. feltene m� v�re under jevnlig overv�kning enten en leter etter variable stjerner, novaer, asteroider eller supernovaer.

En kan benytte seg av blinkmetoden for � skille ut evt. nye objekter fra bilder.

Ved asteroide-s�k, s� anbefales � s�ke i n�rheten av ekliptikken - ta et bilde, og vente minst 1 time f�r neste eksponering. Ta flere feltbilder for � �ke sjansen. Brukervennlig dataprogrammer gj�r det i dag forholdsvis enkelt � m�le et objekts posisjon (astrometri) - enten en benytter seg av film eller CCD. Hvis en benytter seg av film, s� kreves det riktignok at filmen blir skannet og omgjort til en digital bildefil som data programmet kan lese. Framgangs m�ten er for �vrig identisk, enten det er et digitalisert fotografi eller et CCD bilde. Astroart er et program som kan utf�re slike m�linger.
Det er viktig � finne det rette omr�det p� himmelen som skal observeres. Selv om en benytter seg av god kart, s� kan det ikke undersl�s at tekniske hjelpemidler - som datastyrte teleskoper, eller digitale stillingssirkler kan v�re til sv�rt god hjelp.

Spesielle Sort-hvitt video CCD kameraer egner seg godt til planet observasjoner. Videob�ndet kan avspilles - bilde for bilde. Slik kan en velge ut det beste for videre bearbeiding.

Spektroskopi
Spektroskopi g�r ut p� � spalte lyset i et spektrum - � la regnbuen. Og studere lysstyrken til disse fargene som dermed er spredd utover i et b�nd arrangert etter farge/b�lgelengde. Hvert element/grunnstoff har sin egen spesifikke b�lgelengde. Vi kan benytte oss av transmisjons gitter, eller en spektrograf. En kan forholdsvis enkelt sette opp b�lgelengde kurver - ved � profilere piksel for piksel, et objekts spekter.

Oppsummering
Amat�rastronomer av i dag, har langt bedre muligheter for � drive med "seri�se" instrumentelle observasjoner - enn tilfellet var for noen f� �r siden. S�fremt observat�ren har interesse for det, og vedkommende ogs� har tilgang til den rette kombinasjonen av utstyr. Fremtiden ser veldig lys ut for den amat�rastronomen som er villig til � satse p� instrument baserte observasjoner.

Linker/adresser som kan v�re av interesse

CCD seminar - NAS 1998 (Astrometri, fotometri, linker etc)

Observasjonsgrupper

Magnituder p� stjerner

AAVSO

Anbefalt program for generell CCD og fotometri/astrometri : Astroart

Fotometer :
Optec Inc., 199 Smith Street, Lowell, MI 49331, USA

Utstyr til CCD og Video astronomi:
Adirondack Video Astronomy, 35 Stephanine Lane, Queensbury. NY 12804, USA

SBIG P.O. Box 50437, 1482 East Valley Road #33, Santa Barbara, CA 93150, USA

Spektroskopi/Transmisjons gitter: Rainbow Optics
1593 E St., Hayward, CA 94541, USA

Spektrografer: se SBIG ovenfor, og
Sivo Scientific, 1404 Manhattan Ave, Union City, NJ 07087-5414, USA

Amat�rspektroskopi: Maurice Gavin

Forum for amat�r-spektroskopi

Supernova 1999by fotografert av
Torbj�rn Fredriksen med 20cm
teleskop og CCD-kamera.

Gravitasjonslinser og kosmologi Ved professor Sjur Refsdal
Sjur Refsdal er professor ved Hamburger Sternwarte, Tyskland og professor II ved Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo

I f�lge Einsteins generelle relativitetsteori blir lys avb�yd n�r det passerer gjennom et gravitasjonsfelt. Denne effekten ble f�rste gang observert ved en solform�rkelse i 1919 og f�rte til et gjennombrudd for Einsteins teori. I spesielle tilfeller kan lysavb�yningen, for�rsaket av fjerne massekonsentrasjoner, gi linselignende effekter som for eksempel forsterkning, deformasjon og oppsplitting i flere bilder av en bakenforliggende kilde. Slike effekter har v�rt observert siden 1979 og har gitt oss viktig informasjon om avstanden til fjerne objekter og dermed alderen p� ~v�rt Univers. Gravitasjonslinser kan ogs� ~ brukes til � ~bestemme mengden og fordelingen av masse i Universet, b�de lysende og m�rk. En spesiell plexiglasslinse vil bli benyttet til � ~demonstrere noen av disse effektene.

Spektroskopi ogs� for amat�rastronomer Ved Odd Trondal
Odd Trondal har bred bakgrunn b�de som observat�r og utvikler av astronomisk utstyr.

N� kan alle som har et noenlunde bra teleskop utforske stjernenes spektrallinjer. Man trenger bare � kj�pe et optisk gitter som man setter i str�legangen et stykke foran okularet. (Optisk gitter er beskrevet i de fleste element�re fysikkb�ker.)
Optisk gitter koster ca. 1000 kr og kan kj�pes fra f.eks. RAINBOW OPTICS som averterer i tidsskriftene Astronomy og Sky & Telescope.
Spektrallinjene trer tydelig frem p� de fleste stjerner som ikke er for lyssvake. Da jeg selv observerer variable stjerner (dvergnovaer hovedsaklig) som kan v�re ganske lyssvake, bestemte jeg meg for � lage en enkel aperatur som muligj�r fotografering med lengre eksponeringstid. Det var heller ikke s� vanskelig da jeg har et kamera som jeg lett kan sette p� teleskopet. Jeg festet gitteret i kameraadapteret og dermed var det gjort.

Hvor bra b�r det v�re? Ideelt sett b�r en kunne observere ( fotografere ) linje ned til 1 �ngstr�ms (0.1 nm) bredde. Det synlige lys har en b�lgelengde fra 4000 til 7000 �ngstr�m, d.v.s. en bredde p� 3000 �ngstr�m. Og denne informasjonen skal brukes i praksis. De fleste amat�rteleskoper har en oppl�sningsevne p� 0.5" - 1" og da b�r spekterets lengde sett i okularet v�re p� 1500"-3000" d.v.s. 25' - 50' ( M�nens diameter er 30'). Spekterets lengde sett i okularet avhenger av hvor langt gitteret er foran okularet og gitterets gitterkonstant ( Avstanden mellom spaltene).

Gitter som blir levert av overnevnte firma gir et spektrum p� 10 mm n�r det settes 200 mm foran okularet ( filmplanet ).

Ved mange interessante fenomener ( f.eks. novautbrudd ) f�r man sterke emisjonslinjer som vil v�re lett � observere slik at forholdet "vinkeldispersjon" dividert med teleskopets oppl�sningsevne ikke trenger � v�re p� 3000, men = 1000.

Ved fotografering orienterer man spekteret i nord - syd retning slik at un�yaktigheter i teleskopets R.A. driverk ikke bidrar med � �delegge spektraloppl�sningen. (Man b�r selvf�lgelig ha en n�yaktig poljustering p� kikkertmonteringen.)

Har man et CCD kamera, f�r man mye bedre oppl�ysning og kan ta bilder av enda svakere stjerner.

Det er n� kommet et spektroskop med 1 meter fiberoptisk kabel som kobles til okularholder og hvor CCD kamera kan kobles til selve boksen som er utenfor teleskopet. Det er sikkert mye bedre enn det enkle jeg laget. Det koster $ 1625 og er beskrevet bl.a. i Sky & Telescope december 1998 p� side 64.

Se bilder, artikler og observatoriet p� Web-siden til Odd Trondal

Supernova-oppdagelse
Odd Trondal gjorde i april den f�rste oppdagelse av en supernova fra norsk jord. Hans oppdagelsesbilde er her.

Supernova 1999cb i Markarian 881
ble oppdaget av Odd Trondal.

Her er den fotografert av R. J. Irgens
og H. Holen p� NOT, La Palma.

Stjerneutvikling: Fra st�v til supernova
Ved cand. scient. Knut J�rgen R�ed �degaard
Knut J�rgen R�ed �degaard holder p� med et doktorgradsstudium ved Institutt for teoretisk astrofysikk innen feltet stjerneutvikling.

Stjerner er p� alle m�ter sv�rt forskjellige. Fra de f�des fra enorme gass- og st�vskyer i rommet mellom stjernene og til de d�r, oppviser de utallige fysiske fenomener. Forskerne har i mange ti�r hatt teorier for hvordan stjerner f�des, utvikler seg og d�r. De siste �rene har imidlertid Romteleskopet Hubble med sine skarpe bilder gitt oss enormt �ket innsikt i prosessene som foreg�r i og rundt stjerner. Mange av prosessene kan man n� observere direkte.

Jeg vil vise hvordan stjerner f�des og utvikler seg frem til hovedserien - den forholdsvis rolige utviklingsperioden da stjernene brenner hydrogen til helium slik som Solen.

Etter at hydrogenet i kjernen er oppbrukt begynner de virkelig interessante epokene i stjerners liv. Til slutt i sine liv eksploderer noen stjerner som supernovaer, mens andre kaster av seg skall og gass.

Til slutt ligger det igjen sm� rester, det ene objektet er merkeligere enn det andre - hvite dverger, n�ytronstjerner eller sorte hull.

Jeg vil spesielt nevne stjernene som har st�rst masse. De aller tyngste stjernene er f� i antall, lever korte liv, men de gj�r seg bemerket p� dramatiske m�ter: De flerrer av seg opptil flere solmasser i en fei, de str�ler som millioner av soler, slanker seg ufattelig kraftig og blir til merkelige og glohete Wolf-Rayet stjerner f�r de eksploderer som en sv�rt uvanlig type supernova. De lyser s� kraftig, at ihvertfall ved ett tilfelle har en slik stjerne blitt feiltolket som en supernova! P� grunn av sin enorme lysstyrke, kan de dessuten observeres i andre galakser og kan dermed hjelpe til � forbedre v�r forst�else av Universet.

De siste par �rene har 2 slike stjerner v�rt spesielt i s�kelyset: Eta Carinae og Pistolstjernen. Eta Carina kan v�re p� vei mot et nytt utbrudd som det i 1840-�rene.

Alle grunnstoffer som er tyngre enn helium, er dannet i stjerner. N�r en stjerne med stor masse d�r, kaster den av seg store mengder gass, som blant annet inneholder tyngre grunnstoffer som har blitt dannet ved kompliserte fusjonsprosesser gjennom stjernenes liv. En stjernes d�d kan gi opphav til nye stjerner: Gasskyene fra d�ende stjerner gir grunnlag for nye stjerner og planeter. Jordens og v�r egen eksistens hadde v�rt umulig uten tidligere tiders tunge stjerner som laget karbon, oksygen, jern osv.

Variable stjerner: Universets fyrt�rn Ved Bj�rn H�kon Granslo
Bj�rn H�kon Granslo er leder av Variable Stjernegruppen i NAS.

Innledning
Variable stjerner er stjerner som viser m�lbare endringer i sine lysstyrker. Blant de ca. 9000 stjernene som under optimale forhold er synlige med �yet er det n�r 200 stjerner hvor variasjonene er s� store at de kan oppfattes med �yet. Det er i alt ca. 50000 stjerner som er katalogisert som variable eller mulige variable stjerner. De variable stjernene utgj�r s�ledes bare en liten del av alle katalogiserte stjerner. I virkeligheten er alle stjerner variable, men for de fleste er lysvariasjonene s� sm� eller foreg�r over en s� lang tidsskala at vi ikke klarer � registrere dem. Solen h�rer med blant disse mer stabile stjernene. Det er strengt tatt ikke bare stjerner som varierer, dette omfatter foruten objekter i solsystemet (M�nen, planeter, asteroider, kometer etc.), ogs� bl.a. galaksekjerner og kvasarer.

Navngivning
Variable stjerner er - i likhet med Bayer- og Flamsteed-betegnelsene p� klare stjerner - navngitt etter det stjernebildet de befinner seg i. Man bruker det latinske navnet p� stjernebildet i genitivs form (eller en trebokstavers forkortelse) og foran denne en bokstav-/ tallkombinasjon som ble innf�rt av Argelander i det forrige �rhundre og videreutviklet av Nijland tidlig i dette hundre�ret. De 334 f�rste kjente variable stjernene i en konstellasjon betegnes med bokstavene R ... Z, RR ... RZ, SS ... ZZ, AA ... AZ, BB ... QZ (bokstaven J er utelatt). Deretter nyttes Nijlands system: V335, V336 osv. Eksempler: Z Andromedae, V1057 Cygni. Stjerner som allerede har Bayer-begnelser beholder disse (eksempel: Chi Cygni). Det er Sternberg astronomiske institutt i Moskva som st�r for navngivningen av nye variable stjerner.

Klassifikasjon
Det finnes variable stjerner av en rekke typer. Vi har f.eks. variable som pulserer meget regelmessig, mens andre oppf�rer seg helt uforutsigbart (tittelen p� artikkelen er derfor ikke helt dekkende). Dette kommer av at lysvariasjonene er bestemt av en rekke faktorer, s�vel geometriske som fysiske, og det er derfor utviklet et sinnrikt system for � klassifisere objektene. Det vil f�re for langt � g� i detalj, vi vil derfor n�ye oss med � omtale hovedgruppene og kun nevne de viktigste typene innen disse gruppene.

Geometriske variable.
Dette er objekter som varierer pga. geometriske effekter, f.eks. form�rkelser i et dobbeltstjernesystem der den ene stjernen passerer helt eller delvis foran den andre. Algol (Beta Persei) er prototypen blant disse form�rkelsesvari-able stjernene.

Pulserende variable.
Dette er stjerner som pulserer, hovedsakelig gjennom vekselsvis � utvide seg og trekke seg sammen. Hos cepheidene (prototype Delta Cephei) opptrer lyssvingningene med stor grad av regelmessighet, det samme gjelder RR Lyrae-stjernene som ofte opptrer i stjernehoper. De r�dlige Mirastjernene (etter Mira eller Omikron Ceti) varierer langsommere og langt mer i lysstyrke, men mindre periodisk. Et fellestrekk med denne gruppen er at det dreier seg om relativt gamle stjerner som har n�dd kjempe- eller super-kjempestadiet i sine livssykluser.

Eruptive variable.
Her dreier det seg om meget sammensatt gruppe av stjerner der variasjonene skyldes prossesser i deres atmosf�rer. Disse stjernene varierer uregelmessig og uforutsigbart. Hos R Coronae Borealis-stjernene (karbonholdige superkjempestjerner) avtar lysstyrken br�tt n�r de utfeller skyer av sot. Til denne gruppen h�rer ogs� ustabile unge stjerner som enn� ikke har n�dd hovedserien og som ofte er tilknyttet ansamlinger av gass og st�v.

Kataklysmiske variable.
Her dreier det seg om tette dobbeltstjenesystemer som varierer pga. vekselvirkning mellom komponentene i stjernesystemet. Resultatet blir et utbrudd der lysstyrken i l�pet av kort tid kan �ke med fra typisk 10-100 ganger hos dvergnovaer til 1000-100000 ganger hos klassiske novaer. Hos dvergnovaene gjentar oppblussene seg med visse (typisk fra noen uker til m� neders) mellomromrom. Den mest dramatiske effekten finner vi hos supernovaene, her kan lysstyrken �ke med s� mye som en million ganger og i maksimum kan en supernova blir like klar som en galakse.

Hvorfor studere variable stjerner?
Observasjoner av variable stjerner gir fysisk informasjon om stjernen eller stjernesystemet. Dette kan igjen brukes til � finne ut noe om universets struktur og utvikling. Vi kan f.eks. studere hvordan variable av ulike typer er fordelt i v�r galakse. Variable stjerner representerer stjerner av forskjellige masser og ulike stadier i stjerneutviklingen.

Data p� form�rkelsesvariable stjerner kan bl.a brukes til � finne massene og st�rrelsene p� stjernene i systemet. Pulsasjonene hos Mirastjerner, cepheider og andre pulserende stjerner er et resultat av en komplisert indre oppbygning, hvor det bl.a. har blitt dannet tyngre grunnstoffer gjennom ulike fusjonsprosesser.

Enkelte typer variable stjerner kan brukes som avstandsindikatorer. Det klassiske eksemplet er cepheidene, der man har funnet en klar sammenheng mellom periode og absolutt (virkelig) lysstyrke. Cepheidene er absolutt meget lyssterke objekter og de kan derfor brukes til � finne avstanden til andre galakser. Supernovaer kan brukes til � estimere avstandene til fjernere galakser og er dermed en indikator p� st�rrelsesforholdene i Universet.

Hvordan observere variable stjerner?
Observasjoner av variable stjerner foreg�r i hovedsak ved � m�le deres lysstyrker til ulike tidspunkter (fotometri). Disse kan utf�res visuelt (ved � bruke �yet som lysdetektor) eller elektronisk (vha. fotoelektrisk fotometer eller CCD-kamara). Fra observasjonene kan man lage lyskurver, der lysstyrken (magnituden) blir plottet som funksjon av tiden. Resultatene kan brukes til � bestemme form og st�rrelse p�, samt eventuelt eventuelle periodisiteter i lysvariasjonene.

En visuell observasjon best�r i � vurdere den variables lysstyrke mot en eller flere passende sammenligningsstjerner. Vurderingene gj�res kvantitativt (etter trinn- eller br�k-metoden) og n�r man kjenner magnitudene til sammenligningsstjernene er det mulig � regne ut magnituden til den variable stjernen.

Ved elektroniske m�linger er det mest aktuelt � m�le den variables lysstyrke i forhold til en referansestjerne. Vi kan da bestemme magnitudeforskjellen mellom stjernene. Hvis man �nsker � finne presise lysstyrker i et standardisert magnitudesystem (f.eks. V-magnituder) krever dette bruk av passende farvefiltre og en mer omfattende observasjons- og reduksjonsprosedyre.

Spektroskopiske observasjoner gir mer detaljerte fysiske data om objektet og dette er viktig n�r man skal klassifisere objektet. Spektroskopi er s�rlig aktuelt n�r det gjelder � verifisere oppdagelser av mulige novaer og supernovaer.

Amat�rastronomenes bidrag
Amat�rastronomer har i lang tid bidratt med observasjonsdata av uvurderlig betydning for variable stjerneastronomien. Mye at v�r viten om f.eks. Mirastjerner bygger p� det arbeidet som amat�rene m�ysommelig har utf�rt i over 100 �r. Foruten � overv�ke kjente stjerner har amat�rer ogs� i stor grad bidratt med � oppdage nye objekter. Dette gjelder i s�rdeleshet novaer og supernovaer, her har ogs� nordmenn gjort seg gjeldene. Sigurd Einbu og Olaf Hassell oppdaget hver sin nova i 1912 og 1960, mens Odd Trondal nylig (1999) var den f�rste som oppdaget en supernova fra Norge.

De fleste som observerer variable stjerner er tilknyttet organisasjoner som spesielt studerer variable stjerner (den mest kjente er American Association of Variable Star Observers) eller gjennom aktivitetsgrupper i nasjonale eller regionale foreninger (som Variable Stjernegruppen i NAS). I en �kende utstrekning foreg�r det ogs� et mer direkte samarbeid mellom amat�rer og fagastronomer, der amat�rene bl.a. bidrar i observasjonsarbeidet og blir medforfattere i publikasjoner i fagtidsskrifter. Et eksempel p� dette er Center for Backyard Astrophysics, som hovedakelig studerer dvergnovaer vha. CCD-utstyr.

Det m� ogs� nevnes at Internett er blitt flittig tatt i bruk innen variable stjernemilj�et, og dermed kan interesserte f� meget rask beskjed om oppdagelser og andre viktige hendelser p� stjernehimmelen. En viktig informasjonskilde er det japanske VSNET.

Ny teknologi vil nok gj�re enkelte typer observasjoner uaktuelle i fremtiden, men p� den annen side �pner den nye muligheter for amat�rene. Et eksempel er CCD-kameraet som har revolusjonert astronomen og gjort det mulig for amat�rer � utf�re fotometri og astrometri av h�y kvalitet. Det er all grunn til � tro at amat�rastronomer fortsatt vil bidra med ny viten om astronomi i alminnelighet, og variable stjerner i s�rdeleshet, det v�re seg internasjonalt som nasjonalt.

SS Cygni

M�te Index.
Main Index.

Hosted by www.Geocities.ws