I desember skal det etterlengtede romteleskopet James Webb skytes opp.

Teleskopet skal blant annet studere atmosfæren til fremmede planeter.

Kanskje finner vi planeter som har vann og mulige tegn på liv slik som oksygen og metan?

– Vi har sett på atmosfæren til eksoplaneter før, men det har vært svære Jupiter-lignende planeter som det er mye lettere å studere, sier Maria Hammerstrøm til forskning.no.

Hun er astrofysiker, grafisk designer og vitenskapsformidler.

– James Webb skal prøve å se på atmosfæren til planeter på størrelsen til jorda, som er små og har små atmosfærer. Da trenger du et veldig sensitivt instrument for å fange det opp.

Men hvordan kan forskere egentlig vite hva slags stoffer som finnes på annen planet?

Fundamentalt for astronomien

Svaret er spektroskopi.

Dette prinsippet ligger bak mye astronomi. Spektroskopi var nøkkelen til å finne ut at galakser beveger seg vekk fra oss, noe som ledet til big bang-teorien.

Spektroskopi spilte en rolle da Niels Bohr laget en av de første modellene av atomet, som ble en start på kvantefysikken.

Teknikken gjorde det mulig å klassifisere stjerner og bedre forstå livsløpet deres og hva slags typer som finnes.

Og man kan bruke spektroskopi til å finne ut hva ting i universet er laget av.

Newton og prismet

Kort sagt er spektroskopi i astronomien studiet av lysspekteret.

– Det begynte med Newton, som det så ofte gjør, sier Hammerstrøm.

Newton var interessert i lys. Han sendte lys igjennom prismer og så at alle regnbuens farger kom ut på andre siden. Han var ikke den første til å gjøre det. Men han fant ut at hvitt lys består av alle farger. Fargene ble ikke til i prismet, de var i lyset fra før.

– På tidlig 1800-tallet, så var det andre som prøvde å gå videre med dette og laget bedre prismer som kunne gi enda mer detaljerte spektre, forteller Hammerstrøm.

– De brukte det til å studere sola. De hadde forventet å se et perfekt jevnt spekter, med alle farger.

Men det som dukket opp var en regnbue – med svarte streker.

Hva var dette?

Oppdaget over 500 mørke streker

William Hyde Wollaston mente strekene var naturlige skiller mellom farger.

Tyske Joseph von Fraunhofer kjøpte ikke den forklaringen. Han var ekspert på linser og optikk og laget blant annet teleskoper. Tidlig på 1800-tallet oppdaget han 574 mørke linjer i lyset fra solen ved hjelp av et spektroskop.

Han kikket også på andre stjerner som Sirius og Betelgeuse og oppdaget at linjene i lyset deres så annerledes ut. Altså måtte disse linjene være noe som oppstod i lyskilden.

Fraunhofer utviklet en enda bedre måte å studere lysspektrum på ved hjelp av et diffraksjonsgitter istedenfor et prisme.

Det fungerer ved at man sender lys mellom tusenvis av bittesmå «hull» eller spalter. Lysbølgene interfererer og fargene skiller seg pent og ryddig på baksiden. Det samme prinsippet gjør at en CD-plate med mange små riller skinner i regnbuens farger.

Grunnstoffenes strekkode

Det var ikke før rundt 1860 at det kom en forklaring på hva strekene sier for noe.

De tyske fysikerne Robert Bunsen og Gustav Kirchhoff eksperimenterte med å strø forskjellige stoffer i flammer på laboratoriet.

Bunsen hadde utviklet sin «bunsenbrenner» og tilsatte stoffer i flammen. Det endret fargen på flammen. Kirchhoff foreslo at det ville være enda bedre å studere lyset fra flammen igjennom et prisme. Bunsen og Kirchhoff lagde seg et spektroskop.

De oppdaget at når stoffene ble glødende og fordampet, så sendte de ut veldig spesifikke farger: Ingen regnbue, men smale linjer av for eksempel gult og blått.

Bunsen og Kirchhoff så at hvert grunnstoff hadde sin egen unike «strekkode». De sendte ut lys på helt bestemte bølgelengder.

Gull i solen

Kirchhoff sammenlignet linjespekteret fra grunnstoffer med de svarte strekene i lysspekteret fra solen.

Flere av grunnstoffenes strekkode kunne finnes igjen i sollyset.

I 1959 skrev Bunsen:

«Kirchhoff har gjort en helt uventet oppdagelse. Han har funnet årsaken til de mørke strekene i solspekteret (...)».

«Herved er veien åpen for å bestemme den kjemiske komposisjonen av solen og fiksstjernene».

Kirchhoff kom fram til at stoffer som natrium, jern, magnesium og kobber måtte finnes i solens atmosfære.

En anekdote sier at Kirchhoff sa til bankmannen sin at man undersøkte om det også finnes gull i sola. Men bankmannen var lite imponert.

– Hva bryr jeg meg om gull i solen hvis jeg ikke kan hente det ned hit? svarte han.

Kort tid etterpå fikk Kirchhoff en medalje og dens verdi i gull fra England for sine oppdagelser. Han tok det med til banken for å sette det inn. Da hadde han følgende kommentar.

– Se her, jeg har endelig lyktes med å hente gull fra solen.

Kirchhoffs lover om stråling

Kirchhoff kom fram til noen viktige innsikter:

Faste stoffer, væsker eller tett gass som blir varmet opp til å lyse, vil lage et regnbue-spektrum med alle farger.

En gass som har lav tetthet og som gløder, vil derimot bare sende ut lys på noen bestemte bølgelengder. Det lages et emisjonsspektrum.

Hvitt lys som går igjennom en kald gass med lav tetthet, vil lage et absorbsjonsspektrum med svarte streker.

Altså forteller de mørke strekene i lyset fra sola om gasser i solens atmosfære.

Astronomene fikk et nytt verktøy

Astronomene kunne nå for første gang få vite hva slags grunnstoffer som fantes utenfor jorden.

I 1868, kort tid etter Kirchhoffs oppdagelser, ble det funnet linjer i solspekteret som ikke svarte til noe kjent grunnstoff. Det nye stoffet ble kalt helium, etter den greske solguden Helios.

Flere gikk i gang med å studere spekteret til stjerner. Den italienske presten og astronomen Pietro Angelo Secchi var den første som prøvde å klassifisere stjerner etter hva slags absorbsjonsspekter de hadde. I 1963 begynte han å samle spektre fra stjerner. Han kartla 4.000 stjerner.

Kategoriserte 350.000 stjerner

– Det var en ganske spennende tid, sier Sven Wedemeyer.

Han er førsteamanuensis ved Institutt for teoretisk fysikk ved UiO og forsker ved Rosseland senter for solfysikk.

– Man observerte at forskjellige stjerner hadde forskjellige spektrallinjer. Forskere begynte å sortere og prøve å forstå.

– Man begynte å skjønne at hvilke spektrallinjer man ser, har mye å si for hvor varm overflaten til stjernen er, hvor masserik stjernen er og så videre, sier Wedemeyer.

Annie Jump Cannon jobbet ved Harvard University i USA på slutten av 1800-tallet og begynnelsen av 1900-tallet. Hun klassifiserte flere stjerner enn noen annen ved å se på bilder av lysspekteret deres. Til sammen kategoriserte hun 350.000 stjerner.

Cannon utviklet et nytt system for å klassifisere stjerner. Hun delte stjernene inn i bokstavene O, B, A, F, G, K, M.

Vi deler fremdeles inn stjerner på samme måte. Solen er i G-klassen.

– Det å klassifisere stjerner var begynnelsen på å forstå stjerner og finne ut hvordan de egentlig fungerer. På den tiden var det mye man ikke visste om stjerner, for eksemepel hvordan de lager energi, sier Hammerstrøm.

Stjerner i bevegelse

Engelske William Huggins var raskt ute med å publisere forskningsffunn om at stjerner inneholder de samme grunnstoffene som jorden og solen.

I 1864 viste han at noen tåker ute i verdensrommet har emisjonsspektre og derfor er lysende gass og ikke stjerner.

Huggins viktigste bidrag var at han ble den første til å beregne om en stjerne flyttet seg fra oss eller mot oss ved å bruke linjer i lysspekteret og doppler-effeketen.

Slik som med lydbølger, virker det som at lysbølgene blir strukket ut når et objekt er på vei fra oss, og dyttet sammen hvis objektet er på vei mot oss. Det kalles rød- eller blåforskyvning.

Hvis du ser at strekkoden til et grunnstoff har flyttet seg mot den røde enden av spektrumet, vet du at dette objektet er på vei vekk.

Bohrs atommodell

Selv om spektroskopi ble flittig brukt i astronomi på slutten av 1800-tallet, var det fremdeles ingen som visste hvorfor forskjellige grunnstoffer laget linjer i lyset.

Starten på en forklaring var det dansken Niels Bohr som kom med.

I 1913 laget han en ny modell for atomet. Denne modellen har du kanskje sett. I midten har vi atomkjernen. Elektronene sirkulerer rundt kjernen i baner tegnet opp som skall.

Niels Bohr jobbet ut fra at energien til elektronene er kvantisert. Elektronene i et atom kan ikke ha hvilken energi de vil. Men de kan absorbere en viss mengde energi og hoppe opp i et annet skall.

Energien de trenger for å hoppe opp, tilsvarer en bestemt bølgelengde av lys. Når elektronene faller ned igjen, sender de fra seg lys i akkurat samme bølgelengde.

Han formulerte postulater som forklarte dette.

– Postulatene var skreddersydd for å forklare emisjonslinjene, sier Johannes Skaar, professor i kvantefysikk ved Universitetet i Oslo.

Bohrs modell kunne forklare emisjonslinjene fra hydrogen.

– Sammen med den fotoelektriske effekten, var dette en start på kvantefysikken, selv om det var en lang vei fra hans postulat til å få en fullstendig teori for det, sier Skaar.

Elektronene stråler ut det samme de får

Essensen i forklaringen på spektrallinjene er den samme i dag.

Sollyset inneholder alle fargene i regnbuen på grunn av forholdene inne i sola. Lyset fra solen går igjennom solens atmosfære. Her er det gasser med atomer av forskjellig slag.

Noen bestemte bølgelengder i lyset har akkurat riktig energi til å sende elektroner i opp i et høyere energinivå. Atomene absorberer dermed dette lyset.

Elektronene faller snart ned igjen. Da sender de ut akkurat samme mengde energi som de fikk. Det sendes ut som lys i samme farge som de tok opp.

– Dette lyset sendes da ut i alle retninger. Så selv om det sendes akkurat like mye ut som kommer inn, så vil det ikke se sånn ut for de som er på baksiden, sier Skaar.

Det vil se ut som sollyset mangler noen farger.

Hvis vi ser på en gassky i verdensrommet som blir varmet opp av en lyskilde fra siden, vil vi ikke se et fullstendig spektrum, men bare en strekkode av farger.

Det meste av lyset har skint rett igjennom gasskyen. Men noe av det er fanget opp av atomene og sendt i alle retninger, også mot oss.

Litt mer komplisert

Det er lett å se for seg elektroner som hopper opp og ned i forskjellige skall i atomet. Dessverre er det ikke så intuitivt i dagens forståelse av atomet.

Elektronet driver egentlig ikke og hopper rundt. Elektronet befinner seg i en slags sky rundt atomet.

– Elektronene er overalt til enhver tid, sier Skaar.

– Det er egentlig ikke en ball som svirrer rundt. Det er en bølge.

Det er bare om vi hadde målt elektronet at det ville vært på ett sted. Da sier skyen hvor det er mest sannsynlig å finne det.

Når elektronet i et hydrogenatom går opp i en høyere energitilstand, endres formen på skyen. Se bildet under.

Ingrediensene i universet

Cecilia Payne kom med et viktig bidrag til forståelsen av stjerner i 1925.

På denne tiden var den gjeldene oppfatningen at stjerner var laget av det samme som jorden.

Payne fant ut at dette ikke stemte. Hun gikk igjennom stjernespektere og så på dem i lys av ny kunnskap om kvantefysikk og ionisering. Ionisering er når elektroner har fått så mye energi at de løsner fra atomet og flyr avsted på egenhånd.

Hun viste at den store variasjonen i absorbsjonslinjer i stjerner hovedsakelig skyldes forskjellig grad av ionisering hos atomene ved ulik temperatur, ikke forskjellig mengde av grunnstoffer. Cecilia Payne fant ut at stjerner for det meste består av hydrogen og helium, og bare små mengder andre grunnstoffer.

Resultatet ble ikke trodd, og hun ble anbefalt å tone ned funnet. Etter få år ble det imidlertid tydelig at hun hadde rett. Stoffet i universet er for det meste av hydrogen og helium.

Payne viste at Annie Jump Cannons klassifiseringssystem stemte, og at det sorterte stjerner etter temperatur.

– Temperaturen gjør mye for spektrallinjer. Hvis gassen blir veldig varm, blir atomene i gassen ionisert. En varm stjerne viser derfor andre spektrallinjer enn kalde stjerner, sier Sven Wedemeyer ved Institutt for teoretisk fysikk ved UiO.

Oppdager planeter

Spektroskopi er i dag grunnleggende i astronomien, sier Wedemeyer.

Spektroskopi kan avsløre en stjernes kjemiske sammensetning, men også andre egenskaper som dens temperatur, tetthet og mer.

Teknologien brukes på andre deler av det elektromagnetiske spekteret enn synlig lys, for eksempel på infrarødt lys, slik som James Webb-teleskopet er optimalisert for.

Det er i dag vanlig å bruke en stjernes spektrallinjer for å oppdage planeter.

– Planeter drar i stjernen litt fram og tilbake. Spektrallinjen fra stjernen beveger seg da også fram og tilbake, sier Wedemeyer.

Astronomer kan oppdage den bittelille blå- og rødforskyvningen når en stjerne vagler, litt vekk fra oss og litt mot oss. Da betyr det at det en planet som drar i den.

Universets utvidelse og mørk materie

Det er en tydelig rødforskyvning i spekteret til galakser som er langt unna oss. Jo lenger unna de er, jo mer er spektrallinjene forskjøvet mot rødt. Galaksene er på vei vekk fra oss på alle kanter.

– Det er i dag en veldig fundamental ting vi vet om universet, at det utvider seg fortsatt, sier Wedemeyer.

Det ledet til big bang teorien.

Rød- og blåforskyvning kan også brukes til å finne ut hvor raskt noe beveger seg. Astronomer oppdaget at stjerner fyker rundt raskere i galakser enn de burde ut fra tyngdekraften fra den synlige materien.

Det pekte i retning av at det finnes noe annet og ukjent rundt oss, mørk materie, forteller Maria Hammerstrøm.

Atmosfæren på andre planeter

– Det neste store som skjer nå er at man begynner å kunne observere atmosfæren til andre planeter, sier Wedemeyer.

Når en planet passer foran en stjerne, vil lyset skinne igjennom planetens atmosfære.

Elektroner i planetens gass-atmosfære vil skifte energinivåer. Det vil oppstå mørke streker i stjernelyset som ikke var der fra før.

Da kan James Webb-teleskopet stå klar med spektroskopet.

Referanser:

Peter McClosky, Gilbert Yanow & Gene Vosicky: «The Fingerprints of Light, Star Stuff, and People», ‎ National Aeronautics and Space Administration, Jet Propulsion Laboratory, 1991.

Aziz S. Inan: «What did Gustav Robert Kirchhoff stumble upon 150 years ago?», Proceedings of 2010 IEEE International Symposium on Circuits and Systems, 2010.

Kenneth R Lang: «A Brief History Of Astronomy And Astrophysics», World Scientific, 25. jul. 2018, s. 79 - 80.

Robert Hunt: «History of Spectroscopy - an essay», avhandling, MSc (Astronomy), 2011.

Paul Sutter: «How did spectroscopy revolutionize astronomy?», Ask a spaceman, episode 114.

American Museum of Natural History: «Cecilia Payne and the Composition of the Stars», utdrag fra Cosmic Horizons: Astronomy At The Cutting Edge, redigert av Steven Soter og Neil deGrasse Tyson.

Encyclopedia Britannica: William Huggins

American Institute of Physics, Center for History of Physics: Spectroscopy and the Birth of Astrophysics