Perseus og Kusken er i foregående afsnit omtalt blandt vinterens stjernebilleder. I virkeligheden er de synlige hele året, de er cirkumpolare, hvilket betyder, at de står himlens nordlige pol så nær, at de hos os aldrig går ned under horisonten. Af andre cirkumpolare stjernebilleder skal vi her omtale Store Bjørn, Lille Bjørn, Dragen, Cepheus og Cassiopeia.

For orientering er de cirkumpolare stjerner særligt velegnede, simpelthen fordi de er at finde på himlen enhver stjerneklar nat. Størst betydning som vejviser har en del stjerner i Store Bjørn fået; det er de syv stjerner, som danner den kendte figur Karlsvognen. De fire af stjernerne danner en skæv firkant, vognens kasse, mens de øvrige tre danner den noget krumme vognstang. Ved at gå fra Karlsvognen ud i de forskellige retninger finder man let frem til andre klare stjerner, således som det er angivet på figuren.

Linien mellem de to bageste stjerner i Karlsvognens kasse forlænget opad rammer Polarstjernen eller Nordstjernen, som står nær himlens nordpol. Stjernen angiver således tilnærmelsesvis retningen af verdensaksen, den akse hvorom himmelkuglen synes at dreje sig lidt mere end en omgang i løbet af et døgn. Drejningen foregår i en sådan retning, at Karlsvognen kører baglæns. Vi ved, at der i virkeligheden er tale om en rotation af Jorden i den modsatte retning, men om den samme akse, verdensaksen. Da vi imidlertid betragter jorden som vort faste holdepunkt, får vi det umiddelbare indtryk, at det er stjernerne, Solen og de andre himmellegemer, der udfører den hurtige døgnbevægelse.

Nordpolen ligger i stjernebilledet Lille Bjørn, og her danner Polarstjernen sammen med seks andre stjerner en figur, som meget minder om Karlsvognen, blot er vognstangen bøjet til den modsatte side, og figuren noget mindre.

Om foråret står Karlsvognen om aftenen i zenit, den er som nævnt en del af Støre Bjørn. Imellem Store Bjørn og Lille Bjørn slynger sig Dragen, et stort stjernebillede som let genfindes, når man en gang har mærket sig dyrets, slyngede krop fra det trekantede hovede til halespidsen i nærheden af Polarstjernen. Hvis vi igen går ud fra linien fra Karlsvognens bageste stjerner til Polarstjernen, og nu forlænger denne linie et lige så stort stykke udover Polarstjernen, så står vi midt imellem to, stjernebilleder. På den ene side har vi Cassiopeia, som let kendes på, at dens hovedstjerner danner et lidt skævt W. På den anden side finder vi det mindre fremtrædende stjernebillede Cepheus.

Det var i Cassiopeia, som om efteråret står i zenit om aftenen, at Tycho Brahe den IL november 1572 fandt sin nye stjerne »stella nova«, som han betegnede den. Tycho Brahe observerede stjernen med alle tænkelige midler i de sytten måneder, den forblev synlig for det blotte øje. På den tid var nemlig kikkerten ikke opfundet. Galilei var den første, der rettede en kikkert mod himlen, og det skete i 1610, ni år efter Tycho Brahes død. Den nye stjerne var en af de sjældne supernovaer, og den har fået stor betydning for astronomien også derved, at den bevirkede, at Tycho som i denne periode henfaldt til guldmageri, atter vendte sig mod astronomien og med stor iver og dygtighed satte et stort observationsarbejde i gang.

Det er ikke helt afklaret, hvorledes nogle stjerner pludseligt kan udvikle sig til superno,vaer, men det er utvivlsomt noget af det voldsomste, der kan overgå en stjerne. Det er en eksplosion så voldsom, at dens tilværelse som stjerne ophører brat, mens dens stof slynges ud til alle sider og, danner en tåge eller sky. Resterne af Tycho Brahes supernova er svære at finde, da de skjuler sig bag andre skyer af gas og støv. Alligevel mener den amerikanske astronom Minkowski at have påvist ganske svage spor på fotografier af området med 5 meter kikkerten på Mount Palornar i Californien. Desuden er der fundet en radiokilde af ikke helt ringe styrke omtrent på den af Tycho Brahe opgivne position, og det er nu påvist, at rester af supernovaer netop giver sig til kende ved radiostråling.

Der findes et langt bedre eksempel på rester af en observeret supernova end Tycho Brahes. Det er Krabbetågen i Tyren, som udgør resterne af supernovaen fra 1054. Novaudbruddet blev observeret blandt andet i Kina, og de lærdes beretninger derom er bevaret lige til vor tid. Et fotografi af tågen er gengivet i figur 6, den har et noget forrevet udseende. Endnu 900 år efter udbruddet er resterne en kraftig kilde for radiostråling.

Vender vi os mod den sydlige himmel, finder vi de stjernebilleder, som først og fremmest hører foråret til. Ved fortsættelse af vognstangens bue bort fra Karlsvognen støder vi på, den klare stjerne Arcturus i Bootes, og længere nede mod den sydlige horisont Spica i Jomfruen. Linien mellem de to forreste stjerner i Karlsvognens kasse forlænget et betydeligt stykke mod syd rammer Regulus, den klare stjerne i Løven, som sammen med andre stjerner i Løvens forparti danner en figur i lighed med et omvendt spørgsmålstegn. Under Karlsvognens krumme vognstang finder vi Jagthundene.

Løven og Jomfruen hører tilligemed de tidligere omtalte Tyren og Tvillingerne til dyrekredsen, som består af i alt tolv stjernebilleder i en kreds himlen rundt. De tolv er i den rækkefølge, hvori de forekommer på himlen, nævnt i nedenstående strofe:

Vædderen, Tyren, Tvillinger små, en Krebs, en Løve, en Jomfru, Vægten, Skorpionen, Skytten grå,

Stenbukken, Vandmanden og Fiske.

Dyrekredsen indeholder den bane, en såkaldt storcirkel, der betegnes ekliptika, som Solen beskriver på himlen i årets løb. Ekliptika har en betydelig hældning i forhold til himlens ækvator, hvorved årstidernes vekslen fremkommer. Når Solen befinder sig på den banehalvdel, der ligger nord for ækvator, har vi sommerhalvår hos os. Det begynder ved forårsjævndøgn, den 20. eller 21. marts da Solen passerer ækvator i nordgående retning. Det pågældende skæringspunkt mellem ækvator og ekliptika hedder forårspunktet, det punkt hvori Solen står ved forårsjævndøgn. Det betegnes også vædderpunktet, da det lå i Vædderen på den tid, da disse forhold blev erkendt, og skæringspunktet fik sit navn. Nu ligger forårspunktet i Fiskene. Grunden til denne flytning er, at ækvator udfører en langsom bevægelse i forhold til ekliptika meld det resultat, at forårspunktet rykker et lille stykke tilbage hvert år. På godt to tusinde år flytter det sig således en tolvtedel af en hel omdrejning, det vil sige fra et stjernebillede til det nærmest foregående i dyrekredsen. Det tidspunkt, da vædderpunktet har fået dette navn, ligger således forud for vor tidsregning.

Det er nyttigt at kende dyrekredsen, thi foruden Solen f inder vi også Månen og planeterne stedse på vandring igennem dens billeder. Ingen af disse himmellegemer i solsystemet fjerner sig nogensinde fulde 9 grader fra ekliptika, og for det meste er de betydeligt nærmere. Da planeterne har en tilsyneladende vandring rundt på stjernehimlen, kan de naturligvis ikke tegnes ind på et stjernekort beregnet til brug over længere tid. Undertiden kan en planets tilstedeværelse gøre det vanskeligt at genkende et stjernebillede, men dette kan altså kun indtræffe for dyrekredsen og andre stjernebilleder omkring ekliptika.

De planeter, der fortrinsvis kommer på tale, når vi observerer med blotte øjne, er Venus, Mars, Jupiter og Saturn. Merkur står i almindelighed så nær Solen, at den er vanskelig at se, og Uranus kan kun under de, allerbedste betingelser skimtes med det blotte øje. Venus kredser, ligesom Merkur, i en bane om Solen indenfor jordbanen, hvorfor også den set herfra holder sig i nærheden af Solen. Den kan optræde som aftenstjerne og ses da mod sydvest eller vest efter solnedgang eller som morgenstjerne, og den står da på den østlige eller sydøstlige himmel før solopgang. Planeternes lysstyrke varierer med deres afstand fra Solen og fra os og med deres vinkelafstand fra Solen set herfra. Venus kan blive indtil ti gange kraftigere lysende end Sirius, himlens klareste fiksstjerne.

Mars, Jupiter og Saturn er ydre planeter, deres baner omkring Solen ligger udenfor jordbanen, hvorfor de set herfra ikke er bundet til Solens omegn, de kan således undertiden ses 'i syd ved midnat. Mars varierer meget i lysstyrke, den kan blive klarere end Jupiter, men som regel er den meget svagere. De to andre veksler betydeligt mindre i lysstyrke. Jupiter er klarest, af omtrent samme styrke som Sirius. Saturn er noget svagere.

Planetastronomien skal vi ikke her komme meget ind på; med blotte øje kan man kun konstatere planeternes bevægelser og deres varierende lysstyrke. Har man imidlertid blot en god prismekikkert til sin rådighed, kan man følge dem mere i detaljer. Man kan følge bevægelsen af de fire store måner til Jupiter og se deres formørkelse indtræffe. Man kan se Saturnringen under de skiftende synsvinkler og nyde synet af den blågrønne Uranus.

Svanen.

Allerede den græske digter og videnskabsmand Eratosthenes (omkr. 275 f. Kr. omkr. 195 f. Kr.) omtaler dette stjernebillede som Svanen. Andre grækere på hans tid vedblev imidlertid med at kalde det Hønen. Araberne kaldte det undertiden for Den flyvende Ørn, men foretrak dog almindeligvis betegnelsen Hønen. Deneb, der den dag i dag bruges som navn på den stjerne, der angiver Svanens hale, er således sproligt afledt af arabisk Al Dhanab al Dajajah, der betyder Høriens hale. Romerne kaldte stjernebilledet for Cygnus (Svanen, af graesk kåknos), hvorimod man flere gange i ældre tid i Danmark kan møde betegnelsen Aftenhønen. Peder Syv skriver f. eks. i Nogle betenkninger over det Cimbriske Sprog, Kbh. 1663, i en opdigtet samtale mellem 2 hyrder: »Nu stod han ude på den toft / beså det hvalte himmelloft, / hver stjern' udi sin fulde gang, / dog var den nat ham aldrig lang. / Han viste mig, jeg husker det: / Karlsvognen og Mælkevejen med / den Aftenhøne, Marirok (dvs. Orlon) / samt Lire (dvs. Lyren), Kron' (dvs. Kronen) og flere i flok.«

Der fortælles mange sagn om, hvilken svane, det er, som er blevet til dette stjernebillede, bl.a. at det skulle være Leda med Svanen, Jupiters veninde, der var mor til Castor og Pollux (Tvillingerne) og Helena. Mest udbredt er dog beretningen om, hvordan det er tonekunstneren Orfeus, som guderne forvandlede til en svane, efter at de rasende Bakkantinder havde dræbt ham. Ved siden af Svanen anbragte guderne derpå Lyren, så Otfeus aldrig behøvede at undvære sit kære instrument og de aldrig hans skønne musik!

Sommerens stjerner

Sommernattens klareste stjerne er Vega, som blandt stjerner synlige på vore breddegrader kun står tilbage for Sirius i lysstyrke. Tilmed står Vega højt på himlen, nær zenit, hvor den dominerer stjernebilledet Lyren, som den tilhører. Stjernen er således et godt holdepunkt på sommerens nathimmel. I Lyren finder vi den kendte ringtåge, som dog ikke kan observeres med blotte øje. Den er en af de såkaldte planetariske tåger.

Vest for Lyren finder vi det store, men lidet påfaldende stjernebillede Herkules, og mellem dette og Bootes står Kronen. Her svarer navnet godt til stjernebilledet, idet Kronens stjerner danner en bue, hvis klareste stjerne, Germna, er Juvelen i Kronen. I Herkules findes den støre kugleformede hob, der netop kan skimtes med blotte øjne som en svagt lysende plet, men som med kikkert opløses i en mængde stjerner, der klumper sig sammen tættere og tættere ind mod den centrale del af hoben. I de kugleformede hobe er tætheden af stjerner langt større end i de åbne hobe og associationerne, og antallet af stjerner er mange gange større. Der kan være omtrent en million stjerner i en kugleformet hob. En anden interessant forskel mellem hobene er deres placering i mælkevejsystemet. Mens de åbne hobe og associationerne alle findes ganske tæt ved systemets hovedplan, er de kugleformede hobe fordelt over et langt større rum. De findes spredt fordelt i en kæmpemæssig kugle, men med tiltagende tæthed mod mælkevejsystemets centrum.

Under Herkules finder vi Ophiuchus, eller i oversættelse af det græske navn, Slangeholderen. Også Slangen findes som stjernebillede, men da en slange er et langt væsen at bære, ser vi enderne af den på hver sin side af Slangeholderen. Slangen består således af to adskilte dele, hvilket ikke forekommer for noget andet stjernebillede. Dens hovede og forparti findes vest for Slangeholderen, mens dens haleparti findes øst for.

En interessant del af himlen finder vi i Svanen og Ørnen, hvor mælkevejen en sensommeraften frembyder et smukt skue. Stjernebillederne findes let ved hjælp af sommertrekanten, det er de tre klare stjerner, Vega i Lyren, Deneb i Svanen og Altair i Ørnen, som danner en stor ligebenet trekant. Svanen er under alle omstændigheder let at genkende, da den virkeligt ligner en svane, som med strakt hals flyver ned mod horisonten. Det kors, som dannes af de seks hovedstjerner, er meget regelmæssigt. Ørnen kendes let på, at Altair sammen med to andre stjerner danner en næsten ret linie, en smule større end Orions bælte.

Mælkevejen begrænses naturligvis ikke til Svanen og Ørnen, dens lysende bånd af stjerner strækker sig fra horisont til horisont, fra Skytten i syd til Perseus og Kusken i nord. Men her fremtræder den med stor klarhed, og fra Svanen og sydpå ser man dens lyse bånd blive spaltet i to dele af mørke støvskyer. Alt, hvad vi med blotte øjne ser på himlen, lige med undtagelse af Andromedatågen og på den sydlige himmel de Magellanske Skyer, hører til vort stjernesystem, mælkevejsystemet. Stjernehimlen er således i sin helhed det indtryk vi fra vor ret tilfældige placering i mælkevejsystemet får af denne vor egen galakse, og her er mælkevejen det som bedst fremhæver systemets karakteristiske træk. Mælkevejen angiver på himlen beliggenheden af det plan, der betegnes mælkevejsystemets hovedplan. Systemets udstrækning er størst i hovedplanet, og herom koncentrerer sig den allerstørste del af de forskelligartede stjerner og andre objekter.

Gengivelsen af vor stjernehimmel på figur 9 er konstrueret på grundlag af et stort antal fotografier, og der er valgt en projektion, således at mælkevejen får den mest fremtrædende placering. På grundlag af dette panorama og under henvisning til de gengivne fotografier af andre galakser vil vi kort omtale strukturen af mælkevejsystemet.

Mælkevejsystemet består hovedsagelig af stjerner, vel et par hundrede milliarder, der er næsten 100 for hvert menneske på jorden. De fleste stjerner er gamle, milliarder af år, men nogle er unge, deres alder regnes i millioner år. I de sidste år er det også lykkedes at finde næsten nyfødte stjerner samt objekter, som man anser for stjerner under dannelse. De fleste er relativt kolde med overfladetemperaturer på få tusinde grader, mens nogle er langt varmere, op til 70.000 grader. Således kan vi fortsætte med at fremhæve forskelle på mange områder, i størrelse og tæthed, i kemisk sammensætning og i stabilitet. Mange stjerner er ustabile, således at de er variable på en eller anden typisk måde. Hertil kommer at mange, sandsynligvis de fleste, stjerner har slået sig sammen med andre til dobbelte eller flerdobbelte systemer eller endog til stjernehobe af de forskellige typer, som har været omtalt. Vort århundredes astronomer er nået vidt med at bringe orden i denne mangfoldighed, stjernerne er ordnede i klasser efter kendetegn i deres spektre eller efter deres måde at variere på. Dette arbejde med at bringe orden og følgelig den bedre mulighed for at sammenligne forskellige typer har medført store fremskridt i forståelsen af stjernernes fysik, men samtidig lært os meget om mælkevejsystemet. Det har vist sig, at enhver type af stjerner eller andre objekter har sin karakteristiske måde at bebo mælkevejsystemet på. Hvis vi udvælger de meget unge stjerner eller de meget varme stjerner eller de åbne stjernehobe, vil vi finde, at disse objekter alle ligger tæt ved mælkevejsystemets hovedplan, de danner således et meget fladt system. Udvælger vi derimod meget gamle stjerner eller kugleformede stjernehobe eller en vis type af variable stjerner med kort og regelmæssig periode, RR Lyrae stjerner, finder vi, at disse danner et helt andet system, en enorm stor og kun lidt fladtrykt kugle med ringe tæthed i de ydre dele og stærkt tiltagende tæthed ind mod den centrale del, mælkevejsystemets centrum. Mellem de nævnte yderpunkter findes mange overgangstyper. Et billede af en galakse i lighed med mælkevejsystemet er gengivet på figur 10. Den ses næsten fra kanten, og vi ser, at den har form af en linse med en fortykkelse på midten. Linsen er summen af objekter i mere eller mindre fladtrykte systemer, mens fortykkelsen er den indre tætte del af de objekter, der danner det kugleformede system. De ydre tyndere dele af kuglen ses ikke i denne fjerne galakse.

Men nu den store rift i Svanen og de andre mørke partier langs hele mælkevejen, som fremtræder tydeligt i panoramaet. Et ganske tilsvarende mørkt bånd ses i hovedplanet af den galakse, som vi betragter fra kanten. At partierne er mørke skyldes ikke mangel på stjerner, men at der i området findes enorme skyer af støv, som absorberer lyset fra bagved stående stjerner. Foruden støv findes der også gas, især brint, og disse støv og gasansamlinger er anbragt på en helt mærkelig måde i galakserne. I mælkevejsystemet, som er bedst undersøgt i den henseende, ligger støvet og gassen meget nøjagtigt placeret i hovedplanet som en tynd skive, tynd og plan som en pandekage. Dette stof mellem stjernerne, det interstellare stof, er i virkeligheden det, der bedst definerer hovedplanets beliggenhed.

Går vi nu over til at betragte stoffets fordeling i selve skiven, hører imidlertid regelmæssigheden op. Ganske vist er det i hovedtræk ordnet i spiralarme, men deres udformning og indhold af gas og støv er meget uregelinæssig. Dette får vi et indtryk af ved betragtning af Androme,datågen eller af den store spiraltåge i Jagthundene. Begge ligner meget mælkevejsystemet, for den sidstnævntes vedkommende dog bortset fra den fortættelse af den ene arm, som ses øverst på billedet. Når vi ser billeder af fjerne galakser, er det dog ikke det interstellare stof, som danner de lysende arme, men derimod de klareste stjerner. Men det er nu således, at disse stjerner findes på samme steder som stoffet. Stoffet er det, der primært danner spiralarme, og af stoffet er herefter de klare stjerner blevet dannet.

Også i mælkevejsystemet har vi nu god kendskab til spiralstrukturen. Dette er til dels opnået ved at betragte fordelingen af stjerner og andre objekter, som vi ved ligger i spiralarmene. Men herved kan vi kun undersøge Solens nærmere omegn, da støvskyer hindrer det videre udsyn. Men her er radioastronomien kommet til hjælp. Undersøgelser i radiobølgeområdet har her store fordele frem for undersøgelser i det optiske område. For det første dannes der radiostråling i den interstellare brint, og den modtagne stråling giver os derfor de vigtige oplysninger om brintens fordeling. For det andet trænger radiostrålerne uhindret igennem de mørke skyer, således at vore undersøgelser kan udføres tværs igennem mælkevejsystemet og udstrækkes til dets allerfjerneste dele. Resultatet af disse undersøgelser er blevet den kortlægning af fordelingen af brint i systemet, som har vist, at mælkevejsystemet danner spiralarme i lighed med andre galakser.

Udover dette resultat, som man havde regnet med på forhånd, har man fundet mere overraskende nyheder angående brintens fordeling og bevægelse i mælkevejsystemet. I selve systemets kerne har man fundet, at brinten udfører en ganske hurtig rotationsbevægelse. Udenfor kernen, men dog stadig i det centrale område, har man fundet arme, som foruden at tage del i den almindelige rotation om centrum også har en bevægelse bort fra de centrale dele. Hastigheden i denne flugt fra centrum er på 50 km pr. sekund for en veldefineret arm mellem centrum og Solen og indtil 200 km pr. sekund for andre dele af brinten. Denne brintstrøm fra centrum og ud i systemet har sikkert en stor betydning for udviklingen af galakserne og deres spiralarme, men hidtil er det ikke lykkedes teoretikerne at udvikle en sandsynlig teori til forklaring af disse forhold.

I det hele taget er mælkevejsystemet ingenlunde stillestående, alt er under bevægelse. For systemet som helhed er rotationen om centrum det fremherskende træk, men også den er en smule indviklet. Når vi ser bort fra de specielle centrale dele, aftager hastigheden i rotationsbevægelsen. jævnt, efterhånden som vi fjerner os mere og mere fra centrum. Rotationshastigheden er imidlertid heller ikke nogen konstant størrelse for et bestemt sted, den afhænger af hvilke objekter i systemet, vi betragter. Det er således, at de fladeste systemer, gas, støv, unge stjerner med mere, roterer hurtigst, mens systemer med væsentligt mindre fladtrykning, for eksempel kugleformede stjernehobe, har en meget ringe eller slet ingen rotationsbevægelse. Hertil kommer, at hvert eneste objekt har en vis frihed til at foretage egne bevægelser, som regel beskedne, men dog undertiden større, afvigelser fra den systematiske bevægelse af den gruppe, som objektet tilhører.

Hvordan er nu vor Sols placering i dette spil? Solen ligger meget nær systemets hovedplan, men rigtignok langt borte fra centrum, knap 30.000 lysår. Den tager del i den galaktiske rotation med en hastighed på 300 km pr. sekund, og vi kan herefter let regne ud, at den på et par hundrede millioner år vil være nået en gang rundt. Desuden har Solen sin egen bevægelse; med en hastighed på 20 km pr. sekund er vi på rejse mod stjernebilledet Herkules. jorden følger som en af Solens slaver stadig med i dennes bevægelse, kredsende omkring den med et omløb hvert år.