Det kosmiska kretsloppet - Om stjärnornas liv och atomernas historia

En offentlig föreläsning av Bengt Edvardsson

Solens spektrum

- Det kosmiska kretsloppet !

- Du kanske tycker att det låter mystiskt ?
Men det handlar om det som står i underrubriken: "Om stjärnornas liv och atomernas historia", två begrepp som är väldigt tätt sammanflätade med varandra.

Översikt över vad som följer:

Jag tänkte börja med att ge en kort bakgrund om den del av Universums historia som handlar om byggstenarna till Universum.

Sedan fortsätter jag med lite om atomer.

Sedan tar jag upp ämnet om hur man kan veta att det finns atomer i stjärnor, och hur de kan byggas upp och göras om (man skulle kunna kalla det för naturlig alkemi).

Sist tänkte jag berätta om vad vi ser för händelser bland stjärnorna och hur vi kan veta något om deras "liv" samt litet om atomernas historia.

Streck

Stora smällen (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Du har säkert hört talas om "Stora Smällen" eller "Big Bang". Namnet är egentligen ett öknamn, uppfunnet av motståndarna till teorin. Men ett lyckat öknamn biter sig gärna fast, och så säger alla idag. Nästan alla astronomer och kosmologer är idag överens att det är den teori som mest fullständigt beskriver varför Universum ser ut som det gör idag. Dessutom är Big Bang-teorin en mycket enkel matematisk och termodynamisk modell, och vår framgångsrika vetenskapliga metod idag säger att man alltid ska föredra den enklaste modellen som kan beskriva det man ser. Det kan kanske bli så att man hittar en bättre teori någon gång, men just nu finns det ingen tillnärmelsevis lika "duktig" teori som "Stora Smällen"

Streck

Nåväl, "Stora Smällen" tycks ha varit början på allt - både rummet, tiden och allt som finns i Universum. Den tycks ha inträffat för ungefär 15 miljarder år sedan. Själva rymden och allt som finns var tätt sammanpressat och fantastiskt hett. Man beskriver den ibland som en "ursoppa" med exotiska partiklar och ljus som snabbt expanderade och kallnade av. Temperaturen var så hög att allting var sönderdelat i sina allra minsta beståndsdelar - Det är bara teoretikerna som har idéer om vad dessa kan ha varit.
Men efter ungefär en miljondels sekund - alltså bara en miljondels sekund - så hade de "exotiska" partiklar som skulle bli vanliga atomer slagit sig samman och bildat protoner och neutroner.

Och efter några minuter var det klart att 90% av alla atomkärnor i Universum var väteatomkärnor och 10% heliumatomkärnor - de två lättaste atomerna i det periodiska systemet. En liten mängd av det tredje lättaste grundämnet "litium" blev också till.

Grundämnen från Stora Smällen (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Det här är de byggstenar som det mesta jag säger idag kommer att handla om. Dom bygger upp atomerna som vi själva, Jorden och stjärnorna består av.

Viktiga byggstenar i Universum (Klicka på bilden för att se detaljerna)

- Men när vi ser oss om i Universum och räknar stjärnor och galaxer så upptäcker vi att galaxerna rör sig som om de vore mycket tyngre än den sammanlagda massan av alla stjärnor och den gas vi ser. Det här är en av de största utmaningarna för kosmologer och fysiker idag; Bara 6-7% av all materia är vanlig materia byggd av protoner och neutroner.
- Mer än 90% av all tyngdkraft kommer från något som vi ännu inte förstår. Det finns goda teoretiska förslag på vad det kan vara, men ingen säker identifikation än så länge. Jag ska inte nämna mer om den mörka materien här men jag har lagt en länk om den sist i artikeln.

Streck

Nu måste vi ha en snabbkurs om atomer! Det här är en mycket förenklad beskrivning som man kan ha i bakhuvudet, men som knappast är användbar för en forskare som studerar detaljerna.

OK, en miljondels sekund efter Stora Smällen fanns alltså atomernas byggstenar färdiga. Universum fortsatte att växa och att kallna. Strax började partiklarna att slå sig samman och bilda de första atomkärnorna i Universum.

Den enklaste och vanligaste av alla atomer i Universum är väteatomen. Nästan 90% av alla atomer i hela Universum är väteatomer. Den är bara en proton och en elektron, och är därför den lättaste av alla atomer.

2 väteatomer (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Om man tänker sig atomen som Niels Bohr föreslog, så rör sig elektronen som en liten måne runt protonen. Elektronen kan ha olika stora banor, beroende på hur stor energi den har. Den lägsta energin svarar mot den innersta banan. Om atomen får en knuff - antingen av en annan atom eller av en foton, (en ljuspartikel) - så kan elektronen hoppa upp i en högre bana. Man säger då att atomen är exciterad. För att falla tillbaks till bottenläget så måste den ge ifrån sig energi igen - ofta i form av en foton med precis den energi som motsvarar skillnaden mellan energierna i två banor. Jag återkommer till detta litet längre ned.

Som ni såg på den förra bilden så har ju protonen laddningen +1 och elektronen laddningen -1 och atomens totala laddning är därför precis noll. Det är just den elektriska laddningen som håller ihop de två. Olika laddningar attraherar varandra, precis som nord- och sydpoler på magneter. Kraften kallas den elektromagnetiska kraften.

Streck

På samma sätt som lika poler på magneter stöter bort varandra, så stöter lika elektriska laddningar bort varandra. Det är svårt att pressa ihop två protoner med varandra - den elektromagnetiska kraften gör motstånd - starkare motstånd ju närmare dom kommer varandra.

Jag sa att två protoner stöter bort varandra. Men, det finns en annan kraft som vill hålla ihop protoner och neutroner. Den kallas den "Starka kraften" och träder in när de kommer mycket nära varandra - man säger att den starka kraften har "kort räckvidd".

Det kan alltså hända att protonen i väteatomen har en neutron klistrad vid sig. Då blir väteatomen en tung väteatom - dubbelt så tung som en vanlig väteatom, men elektronen märker nästan ingen skillnad.

Det är antalet protoner som bestämmer vad atomen ska heta: en proton gör väte, och två protoner gör helium. Men eftersom den elektromagnetiska kraften vill skilja de två protonerna åt, så behövs det 1 eller 2 neutroner också för att den starka kraften ska orka hålla ihop protonerna i heliumkärnan. Och för att heliumkärnan ska bli en heliumatom så behöver den också 2 elektroner.

Nederst på bilden har jag gett exempel på hur en syreatom och en blyatom är sammansatta.

Tungt väte och helium (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Det är lätt att se att man skulle kunna göra en syreatom av 4 heliumatomer. Och det kan stjärnorna göra - det är detta man skulle kunna kalla för "naturlig alkemi", att omvandla ett atomslag till ett annat. Stjärnorna kan göra järn av väte, och till och med guld av järn!

När jag pratar om atomer här nedanför så är det egentligen atomkärnan - protonerna och neutronerna - som är det viktiga. Atomen kan förlora en eller flera elektroner om temperaturen blir flera tusen grader, men den får nya elektroner så snart temperaturen sjunker igen. Det är alltså kärnan som bestämmer atomens namn.

Streck

Stjärnor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Nu kan man ju undra hur någon kan veta något om vilka atomer som finns i stjärnorna. En stjärna ser ju ut som en liten prick, även i en kikare eller i stora teleskop. Några atomer kan man inte få syn på.

En stjärna är i själva verket en boll av het gas, hetast i centrum (miljontals grader) och kallast vid ytan (några tusen grader). Stjärnan lyser därför att allt som är varmt ger ifrån sig strålning. Stjärnljuset består av alla möjliga färger, men en kall stjärna strålar mest i rött ljus och en het stjärna mest i blått. (Du själv strålar också, men i osynligt infrarött ljus eftersom din temperatur bara är 310 Kelvingrader.)

Vår stjärna är ju Solen, och vi har den att tacka för att den värmer upp Jorden så att vi kan leva. Solen är en medelvarm stjärna, kan man säga, och lyser starkast i gult ljus.

Solen i H-alfa-ljus (Klicka på bilden för att se detaljerna)

- Det är sant att vi inte kan se atomerna själva, men vi kan ändå se spåren av dem i stjärnornas spektra.

För att få ett fint spektrum av en stjärna använder man ett teleskop med en spektrograf. Teleskopet fungerar då ungefär som en tratt för att samla in ljus från stjärnan. Ju större teleskop man har desto ljussvagare och mer avlägsna stjärnor kan man observera. Det här är en bild av ett teleskop som jag använt många gånger. Det är inte särskilt stort, bara knappt 1 ½ meter i diameter. Det står på ett 2400 meter högt berg i Chile, där vädret är fint nästan 300 nätter per år, och himlen är mörk och klar.

CAT-teleskopet vid Europeiska Sydobservatoriet i Chile, foto ESO CAT-teleskopet vid Europeiska Sydobservatoriet i Chile, foto ESO
(Klicka på bilden för att se detaljerna)

För att få ett spektrum av den stjärna man riktar teleskopet mot måste man använda ett hjälpinstrument, en sk spektrograf. Den enklaste spektrograf man kan tänka sig är ett glasprisma. Prismat delar upp ljuset i dess olika färger, och med hjälp av en elektronisk kamera lagras bilden av stjärnspektrumet direkt i en dator. Jag brukar likna spektrografen vid ett eller flera såll som sorterar ljus av olika färg (eller våglängd) i olika "högar".

Spektrograf, ett slags såll för ljus (Klicka på bilden för att se detaljerna)

I själva verket är ju spektrografen lite mer invecklad än den förra bilden. Det här är en ritning av en väldigt effektiv spektrograf tillhörande ESOs Very Large Telescope i Chile, den har en blå och en röd arm och kan observera ett stjärnspektrum i mycket fina detaljer samtidigt i både blått och rött ljus.

UVES-spektrografen vid Very Large Telescope (Klicka på bilden för att se detaljerna)

På nästa bild ser vi överst en skiss av ett stjärnspektrum. Nedanför ser vi hur starkt ljuset är i de olika färgerna. Ute i kanterna kommer rätt litet ljus och mot mitten mer. Den här stjärnan tycks vara ljusast i det blågröna området och är därför varmare än Solen.

Stjärnspektrum med absorptionslinjer av väte (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Vi ser också några mörka band i stjärnans spektrum. I den nedre delen av figuren ser vi att det beror på att det kommer mindre ljus där.

- Vad är det som stjäl ljus från stjärnans fina kontinuerliga spektrum?

Det vi ser är faktiskt det väldigt karakteristiska fingeravtrycket av stora mängder väteatomer.

Här kommer ännu en bild av en väteatom, den är exciterad till sin andra nivå. Plötsligt kommer en stackars blå foton och krockar med väteatomen. Fotonen har precis den energi som behövs för att knuffa upp elektronen till den 4e nivån, och då försvinner fotonen, ljus har omvandlats till energi hos väteatomen.

Väteatom som absorberar ljus i en absorptionslinje (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Det är precis så här den här blå linjen kommer till, mängder av exciterade väteatomer suger upp ljuspartiklar av vissa bestämda våglängder, och vi kan därför se att det finns väte i alla normala stjärnor. På samma sätt ger varje atomslag sitt speciella fingeravtryck i stjärnornas spektra.

Vi vet därför att de atomer, eller grundämnen, som finns på Jorden är exakt desamma som finns överallt i Universum.

Heta stjärnor och kalla stjärnor visar olika spektrallinjer, även om dom kanske har precis samma sammansättning. Bilden visar att de heta stjärnorna i övre delen av bilden framförallt visar vätelinjer (samma som vi såg i den förra bilden). Kalla stjärnor (längst ner på bilden) har mycket svaga vätelinjer, men de har istället mängder av linjer från andra atomer.

Spektra av olika varma stjärnor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Streck

Det här är ju en bra början - vi vet att samma atomer finns i stjärnorna och i hela Universum. Nu kan vi faktiskt också mäta hur mycket det finns av olika grundämnen. Med hjälp av datormodeller av stjärngasen kan vi göra ett modellspektrum och jämföra med det riktiga stjärnspektrum. Om linjerna från järnatomer är för starka, så säger vi till datorn att räkna med litet mindre järn tills vi tycker att det stämmer med verkligheten.

Streck

Då kommer vi till den fjärde och sista delen av pusslet:
Om stjärnornas liv och leverne.

En stjärna kan inte lysa för evigt. Det krävs energi för att hålla sig het och strålande, och det vet vi ju från vårt dagliga liv att energi är en ändlig tillgång.

Mörkt moln som döljer en stjärnas tillblivelse (Klicka på bilden för att se detaljerna)

En stjärna blir till genom att ett moln av gas och stoft i vår jättegalax "Vintergatan" börjar dra sig samman. Det är dragningskraften (eller gravitationskraften) som ibland lyckas få grepp på gasen. När molnet drar ihop sig mer och mer stiger trycket och temperaturen långt inne i molnet, och så småningom är temperaturen så hög att kärnreaktioner kan börja. Den här stjärnbildningsprocessen är ingalunda en lugn tillställning. En omärklig rotation hos ursprungsmolnet tilltar och den nybildade stjärnan roterar väldigt snabbt.
- Precis som när en isprinsessa snurrar fortare när hon drar in armarna.

Stjärnan kan inte ta åt sig all gas från molnet, utan det bildas en snabbt roterande skiva av gas och stoft i ekvatorsplanet. Där finns också väldigt starka magnetfält som fastnar i och sliter i gasen. Där stjärnor bildas ser vi strålar av het gas som skjuts iväg från stjärnans poler. Nästa bilde visar exempel på detta. I "HH30" ser vi till vänster en mörk skiva av gas och stoft - från kanten. Den är flera gånger så stor som vårt planetsystem. Gömd mitt inne i skivan är den nybildade stjärnan, och den skickar ut två strålar av lysande gas vinkelrätt från skivan. Vi ser också, till höger och vänster om skivan, att en del av skivans gas lyses upp av de våldsamma processerna nära stjärnan.

Den övre högra bilden visar att gasstrålen kan skjutas ut som pulser i våldsamma eruptioner.

Den nedersta panelen visar att gas som nyligen skjutits ut från den här stjärnan (nära centrum av bilden) inte skjuts ut i samma riktning som "äldre" gas. Detta kan bero på att den dolda centralstjärnan inte är ensam, och att rotationsaxeln störs av en kompanjon. De flesta stjärnorna föds inte ensamma som Solen tycks ha gjort, utan i par eller grupper om flera stjärnor.

Gasstrålar från nyfödda stjärnor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Den här bilden från rymdteleskopet Hubble visar hur en ung, het, massiv stjärna (som finns ovanför bilden) med sin mycket kraftiga utstrålning "fräter" och trycker bort gas och stoft-moln i sin närhet. Högt upp till vänster ser vi också att två klumpar av gasen redan hunnit börja dra ihop sig och inte låter sig skjutas undan så lätt. Säkert håller nya stjärnor på att bildas inne i molnen.

Häftiga processer i ett stjärnbildningsområde (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Streck

- Vad är det då för kärnreaktioner som ger stjärnorna energi?

Nu måste jag bli litet teknisk igen ett tag - men det går snart över.

Jag nämnde tidigare att protonerna i atomkärnorna stöter bort varandra eftersom dom har samma laddning, men att dom med hjälp av den starka kraften och oladdade neutroner faktiskt kan hålla ihop och bilda tyngre atomer.

Men först måste dom komma väldigt nära varandra. Och hur ska det gå till?

Då behövs höga temperaturer och stora tryck. Det har vi just sett att det finns inuti stjärnorna. När temperaturen är en bit över 10 miljoner grader, så kan 4 väteatomkärnor slå sig ihop till en heliumatomkärna. Heliumkärnan väger litet mindre än de 4 protonerna och skillnaden är energi som värmer upp gasen och får stjärnan att lysa. Allt detta enligt Albert Einsteins berömda ekvation E = M c² :
Energi = massan gånger ljushastigheten i kvadrat.

Vätefusion: 4 vätekärnor blir helium + energi (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Exakt hur det går till ska jag inte gå in på - det kan ske på olika sätt. Men stjärnorna får sin energi under största delen av sitt "liv" från omvandlingen av väte till helium. Solen har tex gjort av med ungefär hälften av sitt väte, och har fortfarande så mycket kvar att det räcker i några tusen miljoner år till.

När vätet är slut i stjärnans centrum så stiger trycket och temperaturen inuti stjärnan, medan ytterhöljet sväller upp och svalnar. - Stjärnan blir en röd jättestjärna. När temperaturen i centrum stigit till över 100 miljoner grader så kan stjärnan börja göra helium till kol och syre.

I de största och mest massiva stjärnorna (med mer än ca 8 gånger högre vikt än Solen) kan processen fortsätta ända tills stjärnans inre ser ut som en lök med skal på skal av tyngre grudämnen in mot centrum. Längst in finns en kärna av nickel och järn och temperaturen i centrum är över 1000 miljoner grader. Men sedan kan man inte vinna någon energi genom att slå ihop järnatomer. Hela tiden bildas det dock mer järnatomer, och när stjärnans järnkärna blivit tillräckligt tung så kan den bara kollapsa.

Resterna efter en supernova som exploderade år 1054 (Klicka på bilden för att se detaljerna)

När en riktigt tung stjärna kollapsar så får vi Universums största fyrverkeri - en så kallad supernova. Under några dagar kan explosionen lysa kraftigare än en hel galax med hundratusentals miljoner stjärnor. Det är alltså bara järnkärnan som kollapsar. Men den sänder ut en sådan fruktansvärd mängd neutriner och strålning att hela resten av stjärnan kastas ut med enorma hastigheter (flera miljoner km/tim). Atomgasen blir så extrem att man tror att i dessa explosioner så bildas stora mängder av grundämnen tyngre än järn - tex guld och uran.

En fruktansvärd neutronpuls förvandlar järn till guld (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Jag nämnde förut att neutroner behövs för att hjälpa protonerna att hålla sams i atomkärnorna. I en tung stjärnas supernovaexplosion så frigörs väldiga mängder neutroner (förutom neutrinerna) och dessa kan lätt haka på atomkärnor som dom kolliderar med. (Neutronerna är ju inte elektriskt laddade och kommer lätt in i atomkärnan och fångas av den "starka kraften".) På så sätt kan snabbt väldigt neutronrika atomkärnor bildas. Men kärnor med för många neutroner är inte stabila, utan neutronerna vill gärna sönderfalla till protoner, elektroner och neutriner. Resultatet är att det bildas nya tyngre atomer, av gamla lättare atomer.

Och den kraftiga explosionsenergin sprider ut de nya atomerna i den tunna gasen mellan stjärnorna.

Supernova 1987A, 12 år efteråt (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Grundämnen från tunga supernovor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

En stor del av våra grundämnen kommer alltså från tunga supernovor.

Streck

Men också lättare stjärnor - som tex Solen - kan tillverka tunga grundämnen och sprida ut dom när dom dör. Detta tar dock väldigt lång tid eftersom lätta stjärnor lever länge och snålar med bränslet. Solen, tex, kommer aldrig att få en järnkärna, den är helt enkelt för lätt och temperaturen kan inte bli så hög som krävs för detta. Solens energiförråd är uttömt när den fått en kol- och syre-kärna. Men medan den är en jättestjärna så kommer den att kunna omvandla en del protoner till neutroner, och dessa kommer också att kunna bygga upp tunga grundämnen som tex yttrium och barium. Detta sker dock mycket långsamt inne i jättestjärnan och inte i en enda smäll som i en tung supernova.

Grundämnen från röda jättestjärnor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Vid det laget börjar Solen växa till en röd superjättestjärna och blåser ut en kraftig vind, miljoner gånger kraftigare än den solvind vi har nu. Den kommer att kasta av sig ungefär hälften av sin materia, och med vinden följer de nya grundämnen som skapats i det inre.

Här ser vi en vacker ring av gas som för några tusen år sedan lämnat en döende stjärna. Gasen lyser för att den vita dvärgstjärnan är mycket het (omkring 100 000 grader) och ger i från sig en kraftig ultraviolett strålning som exciterar och joniserar atomerna i gasen. När atomerna går tillbaks till grundtillståndet skickar dom ut ljus vid karateristiska våglängder för tex syre och väte.

Ringnebulosan, slutstadiet för en stjärna lik Solen (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Kvar blir alltså en liten vit dvärgstjärna, med enormt sammanpressad materia, som långsamt kallnar och bleknar bort. En sådan vit dvärg väger ofta omkring hälften så mycket som Solen, men är ihoptryckt till ett klot så litet som Jorden. Eftersom de flesta stjärnor har en eller flera kompanjoner så kommer många vita dvärgar att ha en stjärna i närheten som så småningom också blir en superjättestjärna. När kompanjonens supervind träder in så faller en del av gasen i vinden ner på den vita dvärgen som då blir tyngre och tyngre.

Grundämnen från lätta supernovor (Klicka på bilden för att se detaljerna)

När den vita dvärgens massa så uppnår 1,4 gånger solens massa så blir temperatur och tryck så höga att hela den vita dvärgen exploderar i en annan typ av supernovaexplosion. Dessa "lätta" supernovor är faktiskt riktiga explosioner, ett slags kol-bomber. I själva explosionen produceras en hel del grundämnen som är ungefär lika tunga som järn, och dessa blandas inom några tusen år ut i Vintergatans gas.

Den gas som lämnat Solen blandas - precis som var fallet med gasen från Supernovan - så småningom ut i Vintergatans gas, och kan vara med i skapandet av nästa generation stjärnor i vår fantastiska roterande jättegalax.

Grundämnen bildade i gasen mellan stjärnorna (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Det finns faktiskt några grundämnen som varken bildats i Stora Smällen eller i stjärnor, utan i den kalla gasen mellan stjärnorna. Processen kallas "spallation" och är resultatet av att mycket snabba protoner och heliumkärnor (accelererade av extremt heta stjärnor och i supernovaexplosioner) ibland kolliderar med tex kolatomer i vintergatans gas. Atomkärnorna kan helt enkelt slås sönder, och en del av "splittret" blir till lätta atomer som litium, beryllium eller bor.

Om vi nu lägger ihop alla dessa grundämnen, med deras tillverkningsorter så får vi ett färgglatt periodiskt system. Vissa grundämnen har två viktiga ursprungsprocesser vilket syns genom att dom har två färger. Andra har ingen färg alls, därför att dom är radioaktiva och därför bara existerar en kort tid som sönderfallsprodukter av andra ämnen eller också är dom skapade i laboratorier på Jorden. Den här bilden är inte sista ordet, det diskuteras tex huruvida lätta eller tunga supernovor gjort det mesta av järnet i Solen och i oss.

Grundämnenas mångsidiga ursprung (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Messier 83, en jättespiralgalax liknande Vintergatan (Klicka på bilden för att se detaljerna)

Genom de här processerna kommer varje stjärngeneration att få större och större andel grundämnen skapade i stjärnor. I stjärnor som bildas nu är ungefär 1 atom av tusen "stjärntillverkad", medan de första stjärnorna som bildades i Vintergatan måste ha bestått av rent väte och helium. Sådana har man inte hittat ännu, men den äldsta stjärna vi kunnat analysera har mindre än en hundratusendedel så mycket tunga grundämnen som Solen.

Streck

Du har säkert hört det förut: Vi är alla "gjorda av stjärnstoft". Atomerna som vi består av har alltså varit med i flera generationer av stjärnor innan Solsystemet och Solen kom till. Just nu har de det väldigt lugnt och får behålla sina elektroner och slår sig samman med andra atomer till fantastiskt komplicerade molekyler i våra kroppar. Jag vill gärna avsluta att påpeka att astronomiska objekt styrs av egentligen ganska enkel fysik i enkla fysikaliska system. Varje cell i våra kroppar är i själva verket mycket mer komplicerad än alla de objekt jag nämnt här - galaxer - gasmoln - stjärnor och atomer.

Länkar

Några intressanta astronomilänkar:

Bilder från Europeiska Sydobservatoriet
Bilder från rymdteleskopet Hubble
Dagens astronomibild (uppdateras dagligen, med arkivlänk till alla tidigare bilder)
En resa i de svarta hålens värld (på engelska)
En multimediatur av Bill Arnett bland planeter, månar, asteroider och kometer i Solsystemet (på engelska)
En hemsida av Martin White om mörk materia (på engelska)
Stjärnhimlen på din dator, planetariummjukvara för olika datorer
Populärvetenskap, länkar och studiebesök vid Astronomiska observatoriet i Uppsala
Astronomiska observatoriets hemsidor

Länkar
Skapad: 8 mars 2000, senast uppdaterad: 23 september 2009
Copyright © Bengt Edvardsson
Valid HTML 4.0!