Strömgren-fotometriens fødsels og atmosfæremodeller
Bengt Strömgren lagde tidligt i sin karriere et stort og ambitiøst program for undersøgelse af Mælkevejens stjerner og han er af astronomer blevet kaldt legemliggørelsen af astrofysikkens udvikling gennem næsten hundrede år.
Hans udvikling af metoder til undersøgelse af mælkevejen og galaksens stjerner har spillet en enorm rolle for astrofysikkens metoder, ikke mindst gennem den såkaldte fotoelektriske fotometri.
Stjernemåling med et 'kunstigt øje'
Allerede som helt ung arbejdede Bengt Strömgren med fotoelektrisk registrering af stjernepassager ved hjælp af en fotocelle, og i første halvdel af det 20- århundrede var astronomiens mest dominerende form for detektion den fotografiske plade, som havde en del begrænsninger i nøjagtighed.
Efter 2. Verdenskrig blev den såkaldte fotomultiplikator tilgængelig. Den var meget mere følsom end pladerne, og Strömgren påbegyndte snart sit arbejde med fotomultiplikatorer.
Brint og klassificering af stjerner
Strömgrens tidligere arbejde med modeller for stjernes atmosfærer havde overbevist ham om, at han med kriterierne for brintindhold i stjerner kunne udtale sig positivt om deres temperaturer og stjerneatmosfærernes tyngdekraft. På den måde kunne han klassificere mange forskellige typer af stjerner, og derved bedre forstå deres udvikling.
Fotometrien stor betydning for forståelsen af Mælkevejen
Klassificering af stjerner. Astronomer opdeler stjerner i
stjernetyper efter deres temperatur. De syv hovedtyper
OBAFGKM vises ovenfor, med spektret for de varmeste
O-stjerner øverst. Derunder følger to spektrer, hver for
stadig mere kølige stjerner (fra B til M).
Kilde: NOAO/AURA/NSF.
Efter Strömgren forlod sin lederstilling på Yerkes Obseratoriet i 1957 - til fordel for et professorat på Princeton - begyndte han at udvikle det udbredte "mellembånd", det såkaldte uvby system, som senere blev forbedret. Dette firefarve-system, er meget anvendt, og metoden har fået tilnavnet Strömgren-fotometri. Systemet har vist sig at være helt uundværligt for forståelsen af stjerners sammensætning, struktur og udvikling - og dermed hele galaksens livshistorie, som det var Bengt Strömgrens plan at afdække.
Gennem astronomiske teleskoper kan vi finde stjerne, der ligner hinanden i bl.a. stjernelysets styrke og farve. Vi kan måle stjernelyset gennem et prisme og derved måle lysspektre, der fortæller om stjernens bevægelse og kemiske sammensætning. Stjernerne kan så opdeles i klasser, eller typer, og ved at sammenligne de forskellige typer, kan vi derfor kan vi sige en del om stjernernes udvikling over tid.
Da lyset fra en stjerne fortæller noget om stjerneoverfladens temperatur og stofsammensætning, inddeler Harvard-systemet stjerner i forskellige lysklasser (spektralklasser), som sorteret efter faldende temperatur hedder:
O, B, A, F, G, K, M, R, N, S.
De varmeste stjerner står først, og de koldeste sidst. Solen er en G-type.
Solen, juni 1992. Solpletten nederst til venstre er ca.
fem gange større end jorden. Kilde: Wikipedia.
Astronomisk fotometri er en metode til at analysere stjernelys ved hjælp af en fotocelle - frem for det menneskelige øje - blev indført tidligt i det 20. århundrede. Det er en teknik, som måler intensiteten af et himmellegemes elektromagnetiske stråling. Normalt betegner "fotometri" målinger over brede "bånd" af bølgelængder.
I dag er der flere hundrede fotometriske systemer, og Bengt Strömgrens firefarve-system, det såkaldte uvby-system (plus et beta-filter), er et meget udbredt af slagsen, og har til formål af klassificere stjernetyper.