Orion

Orion - En favoritt for mange amatørastronomer.

En litt omredigert versjon (bildemessig) av en artikkel fra Corona nr. 2/99 (utgitt av Trondheim Astronomiske Forening).

Kart over Orion (Norton's Star Atlas) og fotografi tatt med normalobjektiv. Klikk på kartet eller fotografiet for å få stor versjon. Omtalte objekter er markert på kartet. De svakeste stjernene på kartet er av lysstyrke +6.0.

Teoretiske ting som blir tatt opp i denne artikkelen er blant annet : Årsaken til variasjoner i lysstyrken for  Mira-type langperiodiske variable røde kjempestjerner (se U-Orionis), blå kjempestjerner (se Rigel), splitting av dobbeltstjerner, hvorfor gasståker lyser og hvordan man kan bestemme den kjemisk sammensetning av gasståker ved spektralanalyse (se Oriontåken).

Stjerner, dobbeltstjerner og multiple stjerner.

Betelgeuse (a-Orionis) er en rød-orange kjempestjerne med overflatetemperatur på ca. 2800°C. Lysstyrken varierer uregelmessig mellom 0.2 og 1.2 mag., hvilket betyr at den er ca. 2.5 ganger så lyssterk ved maksimum som ved minimum.

På grunn av den lave overflatetemperaturen sendes mesteparten av strålingen ut i infrarødt lys som er usynlig for vårt øye. Kun 10-15% av strålingen er i den delen av spekteret som er synlig for øyet. På sitt sterkeste sender Betelgeuse ut ca. 14 000 ganger så mye energi som sola. Den slynger også betydelige mengder masse ut i verdensrommet. Trolig dreier det seg om ca. 1 solmasse i løpet av 200 000 år.

Stjernens radius tilsvarer ca. 5 ganger avstanden mellom sola og jorda. Den ville derfor ha nådd omtrent ut til Jupiter om dens sentrum hadde vært der sola er. Dette gir et volum som tilsvarer fantastiske 160 millioner ganger solas volum. Massen er imidlertid "bare" 20 ganger så stor som solas. Derfor er stjernens tetthet faktisk så lav at den tilsvarer 1/10 000 av luft på jorda. Betelgeuse er en av de få stjernene som vi har vært i stand til å observere overflatedetaljer på.

Betelgeuse er ca. 520 lysår unna oss. Vi ser altså stjernen slik den så ut i år 1480 eller deromkring. Og i løpet av disse årene har lyset fra stjernen beveget seg gjennom verdensrommet med en hastighet på 300 000 km/s. Dette tilsvarer ca. 300 ganger tur-retur Oslo-Trondheim hvert sekund. Avstanden til sola er til sammenligning 8 lysminutter og 20 lyssekunder. Det tilsvarer en tur på 171 år non stopp i 100 km/time. På tross av dette er 520 lysår ikke spesielt fjernt i vår galakse - snarere tvert imot.

Betelgeuse beveger seg bort fra vårt solsystem med en hastighet som tilsvarer ca. 20 km/s.

Rigel (b-Orionis) er en svært ung, blåhvit kjempestjerne med overflatetemperatur på ca. 12000°C. Avstanden er ca. 900 lysår, og utstrålingen er ca. 60 000 ganger så stor som solas. Rigel er med dette en av de stjernene i galaksen med størst energiutstråling. Med den nåværende energiomsetningen vil Rigel gå tom for energi allerede om ca. en million år. Dette er svært kort tid i astronomisk sammenheng. Sola vil til sammenligning leve i nesten 10 milliarder år. Det viser seg generelt at de største stjernene lever korte og intense liv, mens mindre stjerner som sola lever svært lenge. Årsaken er at de største stjernene har så sterk tyngdekraft at tettheten og temperaturen i kjernen blir utrolig høy. Dette gjør at kjernereaksjonene går utrolig mye fortere enn i små stjerner.

Rigels lysstyrke er 0.14 mag. Den er med det himmelens syvende sterkeste stjerne. Rigel hadde vært av lysstyrke -10 mag. om den hadde vært bare 8.7 lysår unna oss slik som himmelens sterkeste stjerne, Sirius i Store Hund. Det tilsvarer ca. 1/5 av fullmånens lysstyrke.

Rigel er en dobbeltstjerne som er lett å skille i et 6 tommers (15cm) teleskop. Kompanjongen har lysstyrke 6.7 mag., og separasjonen er 9" (buesekunder).

Mintaka (d-Orionis), som er øverst til høyre i Orions belte, er en trippelstjerne hvor den ene kompanjongen er lett synlige i små kikkerter. Denne er blålig og har lysstyrke 6.7 mag. Den er 52.8" (bueminutter) rett nord for hovedstjernen som er en blå formørkelsesvariabel kjempestjerne med periode 5.7325 døgn og amplitude 0.2 mag. Lysstyrken er 2.20 mag når hovedstjernen ikke er formørket. Avstanden er trolig ca. 1500 lysår.

Alnitak (z-Orionis) er nederst til venstre av de tre stjernene i Orions belte. Den er en trippelstjerne hvor de to nærmeste stjernene har en avstand på 2.6" og lysstyrker 1.9 og 5.5 mag. Teoretisk grense for et 50mm teleskop er 2.28". Det skulle derfor være mulig å splitte de to stjernene med små teleskoper, men det kreves trolig minst 75 gangers forstørrelse fordi et grovt anslag for oppløsningsevnen i buesekunder er gitt ved :

Oppløsningsevne = 200"/forstørrelse

For 7x50 og 20x80 prismekikkerter får vi da henholdsvis 200"/7 » 30" og 200"/20 = 10".

De to stjernene er fysisk forbundet, mens den tredje komponenten trolig bare tilfeldigvis ligger nær de andre sett fra jorda. Den har lysstyrke 10 mag., og har en avstand på hele 57.6". Dobbeltstjerner som ikke er fysisk forbundet med hverandre kalles optiske dobbeltstjerner.

s-Orionis er en (minst) seksdobbel stjerne hvor 4 av komponentene er lette å skille selv i små kikkerter. Den ligger ca. 1 grad sørvest for z-Orionis som er nederst til venstre i Orions belte. Hovedstjernen har lysstyrke 3.7 mag. Det nærmeste paret er bare 0.25" fra hverandre, og kan kun skilles i store kikkerter. De tre andre synlige komponentene har avstander på 11.2, 12.9 og 42" fra hovedstjernen slik at en liten kikkert med 20 gangers forstørrelse skulle ha mulighet til å lykkes her. De synlige stjernene har lysstyrke 3.7, 6, 7.5 og 10 mag. Den samlede massen for systemet er blant de største man kjenner til. Bare de to nærmeste komponentene har en masse som tilsvarer ca. 35 solmasser. Avstanden til systemet er ca. 1400 lysår, og den totale utstrekningen er minst 1/3 lysår. Trippelstjernen S761 (mag. 8.0) er forøvrig i samme felt 3.5' (bueminutter) unna. Måneskiven har til sammenligning en utstrekning på 31' (=0.5°).

l-Orionis, j¹ og j² danner et triangel i Orions hode. j¹ og j² er begge av mag. 4. Avstanden fra j¹ til j² er 33', og avstanden fra j¹ til l er 27'. Dette betyr at hele måneskiven med sin diameter på 31' kan plasseres inne i triangelet (altså uten at noen av hjørnestjernene dekkes av månen). Dette vil forbløffe de fleste. Mange vil protestere helt til de har målt dette selv. Det viser klart hvor lett det er å overvurdere månens utstrekning på himmelen. l-Orions er forøvrig en fin dobbeltstjerne med lysstyrke henholdsvis 3.7 og 5.6. Separasjonen er 4.4" slik at minst 45 gangers forstørrelse trolig må til for å splitte de to.

U-Orionis er en Mira type variabel stjerne med periode 373 døgn. Den ligger like ved stjernene 54-Orionis (4.41 mag.) og 57-Orionis (5.86 mag.) på grensen til Tvillingene og Tyren.

På sitt svakeste har U-Orionis vært helt nede i 12.5 mag., mens maksimum har vært 5.3 mag. som er 2-3 ganger sterkere enn de klareste stjernene vi kan se uten kikkert ved optimale forhold. Stjernens lysstyrke kan derfor på sitt meste variere med en faktor på ca. 750. Vanligvis stopper den på ca. 6.5 mag. ved maksimum som vist på illustrasjonen fra Burnham's Celestial Handbook.  Dette er akkurat på grensen av det som er synlig uten kikkert. Minimum er typisk rundt 11.5 mag., hvilket betyr at vi uten problemer skulle kunne følge hele syklusen i 8-10 tommers teleskoper. Siste maksimum var tidlig i november 1998. Neste maksimum forventes i midten av november 1999. TAF bør absolutt følge U-Orionis nøye fra høsten.

De relativt regelmessige variasjonene i lysstyrken har sammenheng med at stjernen holder på å slippe opp for hydrogen i kjernen og at den derfor må gå over til å brenne helium i stedet. For å få til dette må kjernen trekke seg sammen slik at temperaturen og tettheten øker nok til at helium kan starte å fusjonere til blant annet neon og oksygen. Dette skjer når ca. 40% av stjernens masse et omdannet til helium. Underveis har energitransporten i stjernen økt i takt med temperaturøkningen i kjernen slik at stjernen har blitt blåst opp til en kjempestjerne med lav overflatetemperatur. Den er blitt en rød superkjempe. Tenningen av heliumfusjonen skaper imidlertid ubalanse i stjernens indre. Forstyrrelsene forplanter seg utover nærmest som tidevannseffekter, og stjernen begynner å pulsere langsomt. I løpet av en syklus kan stjernens radius øke med en faktor to samtidig som overflatetemperaturen synker fra ca. 2600° C til ca. 1900° C. Det er dette temperaturfallet som gjør at stjernens lysstyrke avtar så drastisk i den synlige delen av spekteret fordi en mye større andel av strålingen nå sendes ut i infrarødt lys som vi ikke kan se. Samtidig får stjernen en dypere rødfarge. Etter en stund stabiliserer heliumforbrenningen seg, og stjernen slutter å variere så voldsomt i lysstyrke.

Se forøvrig omtale av variable stjerner i Oriontåken.

Oriontåken (M42)  er himmelens desidert mest berømte lysende gasståke. Den er lett synlig uten kikkert, og blir svært fin i prismekikkerter. I åtte tommers (20cm) teleskoper kan man se mye av strukturen som er synlig på bilder. Lyset er allikevel så svakt at Oriontåken ser grønn ut selv i de største kikkerter fordi vårt øye oppfatter svakt lys som grønt. Grønnfargen er en skuffelse for de fleste som er vant til å se flotte bilder av tåken der rødt dominerer. Fotografiet er tatt med forfatterens og Theodor Abrahamsen's 11" Celestron teleskop av Th. Abrahamsen, Hamar.

Oriontåkens avstand er ca. 1600 lysår, og de sentrale delene dekker et område på 5-6 lysår. Deler av tåken finnes over nesten hele Orion. Dens totale masse tilsvarer omtrent 10 000 solmasser, og den inneholder en rekke svært unge stjerner. Den dag i dag fødes nye stjerner i Oriontåken som er preget av en kaotisk gasstrømning.

De mest kjente stjernene i Oriontåken er de fire stjernene som danner det såkalte Trapeset i sentrum av tåken. Illustrasjonen er fra Burnham's Celestial Handbook.  Lysstyrken til disse er 5.4, 6.3, 6.7-7.7 (formørkelsesvariabel stjerne) og 8.0-8.7 (uregelmessig variabel stjerne). Avstanden mellom Trapesstjernene er fra 8.7 til 19.2 buesekunder. De er derfor lette å skille selv i de minste kikkertene.

Innenfor et område på 5 bueminutter med Trapeset i sentrum finner vi hele 300 stjerner klarere enn 17. mag. Femti av disse er sterkere enn 14. mag. Mer enn halvparten av disse stjernene viser svært uregelmessige variasjoner med amplituder fra litt under 1 mag. til ca. 3 mag. som f.eks. for V361 på figuren. Slike lysvariasjoner er typisk for svært unge, blå kjempestjerner som mange av dem er. Mange av dem ligger godt innenfor rekkevidden av prismekikkerter og mindre teleskoper. Dette er alle stjerner som amatørastronomen kan gjøre et meget nyttig arbeid med å observere systematisk. En fin oppgave for TAF. Illustrasjonen er fra Burnham's Celestial Handbook.

Oriontåken lyser på grunn av den intense ultrafiolette strålingen fra de svært varme stjernene i Trapeset. Dette er stråling som har høy energi. Den "dytter" derfor lett elektronene i gassatomene bort fra sine lave og stabile energinivåer og opp i svært høye energinivåer. Elektronene faller i løpet av brøkdeler av sekunder tilbake til sin grunntilstand, men da gjerne via flere mellomnivåer. Det sendes ut et lysglimt hver gang elektronet faller til et lavere nivå. Forskjellen mellom energinivåene bestemmer energien, og derved fargen på lyset som sendes ut. Liten forskjell i energinivåene gir lav energi og lys i den røde delen av spekteret. Stor forskjell gir mer energirikt lys i den blå delen av spekteret. Det er også viktig å merke seg at disse lysglimtene sendes ut i en tilfeldig retning i rommet.

Vi har altså en situasjon hvor store mengder ultrafiolett lys som ikke er synlig for vårt øye sendes ut fra stjernene i Trapeset. En viss andel av denne energien, som ellers aldri ville ha truffet jorda fordi den ble sendt ut i en annen retning, absorberes av atomene i tåken. Gassen sender så ut igjen noe av energien som lys med lengre (rødere) bølgelengder som vårt øye kan se, og i en tilfeldig retning slik at noe av lyset sendes mot jorda hvor vi derfor kan se gassen lyse.

Til alt overmål har ulike atomer kun et begrenset antall forskjellige energinivåer. Et oksygen atom vil f.eks. sende ut lys med helt bestemte, og klart avgrensede spektrallinjer (farger). Og disse er forskjellige fra linjene som sendes ut fra hydrogen, helium, karbon og alle andre grunnstoffer. Vi han derfor finne ut akkurat hvilke atomer som finnes i gasståken ved å sende lyset fra den gjennom et prisme og se hvilke bølgelengder lyset består av. På denne måten har man kommet fram til at gassen i Oriontåken består hovedsakelig av hydrogen, helium, karbon, oksygen og nitrogen med spor av svovel, neon, klor, argon og fluor. For hvert nitrogenatom er det ca. 1.25 oksygen-, 3 karbon-, 500 helium- og 5 000 hydrogen atomer, mens det bare er 3 fluor atomer for hvert 5 000 nitrogen atom. [Mer om spektralanalyse og lysende gass her]

Man tror forøvrig at det er bare 20 - 25 000 år siden Trapesstjernene begynte å skinne.

Omtrent ½° nord for Oriontåken ligger det en annen fin lysende gasståke; NGC 1977. En tredje lysende gasståke, M43, ligger mellom disse. M43 er så nær Oriontåken at den fort kan oppfattes som en del av Oriontåken.

M78 er en fjerde fin gasståke som er lett synlig i et middels stort teleskop. Den ligger såvidt til venstre for linjen mellom Alnitak og Betelgeuse, og i en avstand på ca. 2° fra førstnevnte. To 10 mag. blå kjempestjerner lyser opp gassen. Avstanden er ca. 1600 lysår.

Mørke gasståker.

Hestehodetåken (B33) er himmelens mest berømte mørke gasståke. Den ligger ca. ½° rett sør for Alnitak, som er den sterke stjernen vist på fotografiet, og som er nederst til venstre av de tre sterke stjernene i Orions belte. Den består av mørk gass som blokkerer for den gasståken som Alnitak lyser opp i bakgrunnen ca. 1600 lysår unna. Selve hestehodet er trolig ca. 1200 lysår unna. I såfall er den ca. 1 lysår tvers over. Det heller beskjedne antallet stjerner til venstre for hestehodetåken i et område som ellers er rikt på stjerner, viser at den kun utgjør en liten del av en mye større mørk gasståke.

Hestehodetåken krever lange eksponeringstider i store kikkerter dersom detaljer skal bli synlige. Telelinser viser tåken, men da uten særlig detaljer. Den er nesten usynlig ved direkte observasjon selv i store kikkerter.

Supernovaer.

Man forventer svært mange supernovaer i et område med så mange kjempestjerner som i Orion. I så måte er tre stjerner med unormalt høye hastigheter i verdensrommet av spesiell interesse. Disse tre er AE Auriga, 53 Arietis og MU Columbae som alle har omtrent samme avstand som Oriontåken (ca. 1600 lysår). Med sine nåværende hastigheter ville de vært i, eller svært nær, Oriontåken for henholdsvis 2.7, 5.0 og 2.7 millioner år siden. Illustrasjon fra Burnham's Celestial Handbook viser bevegelsen til de tre stjernene.

Selv en ufattelig sterk supernovaeksplosjon ville i seg selv ikke være nok til å kaste stjernene ut fra Oriontåken med så stor hastighet som de har nå. Derimot kan de ha vært medlemmer av hvert sitt tette dobbeltstjernesystem hvor stjernene har rotert svært hurtig rundt hverandre. En supernovaeksplosjon kunne da ha brutt gravitasjonsbindingen mellom de to stjernene slik at den andre stjernen har fortsatt ut i verdensrommet med sin opprinnelige store banehastighet. Dette er den eneste sannsynlige forklaringen man hittil har fremsatt for å forklare de tre stjernenes unormalt høye hastigheter i verdensrommet.

Galakser.

Det er ingen galakser i Orion som egner seg for amatørastronomer.

_______________________________________

Sist oppdatert : 10. mai 1999.