2. Stjärnornas namn och beteckningar
Många av stjärnorna, speciellt de ljusstarkaste, har egna namn. De flesta är av arabiskt ursprung, ett minne från när arabiska astronomer förde den grekiska astronomiska traditionen vidare under medeltiden. Men det finns även latinska och till och med kinesiska stjärnnamn. Inom varje stjärnbild betecknas även många stjärnor med grekiska, eller i några fall även latinska, bokstäver; generellt är då α den ljusstarkaste, β den näst ljusstarkaste och så vidare i bokstavsordning, men den regeln har undantag. De flesta stjärnor som är synliga för blotta ögat från Europa har dessutom nummer inom sin stjärnbild. Numren räknas från öster till väster oberoende av ljusstyrka. Efter numret eller bokstaven anges stjärnbildens latinska namn i genitivform, oftast förkortad till tre bokstäver.
På detta sätt kan till exempel himlens ljusstarkaste stjärna Sirius i Stora hunden skrivas som α Canis Majoris, αCMa eller 9 CMa.
Stjärnor som bara kan observeras i teleskop betecknas oftast med sitt nummer i någon stjärnkatalog, under förutsättning att de är upptagna. Sådana kataloger är till exempel Henry Draper-katalogen (HD), som täcker hela himlen, Bonner Durchmusterung (BD) på norra och Cordoba Durchmusterung (CD) på södra himlen. Men det förekommer även att äldre katalogen med namn av någon känd astronom används. I några enstaka fall har stjärnor fått namn efter astronomer som ägnat dem speciellt intresse, till exempel Bernards Stjärna.
Det finns dessutom stjärnor som ändrar sin ljusstyrka, dessa kallas för variabla stjärnor eller kortare variabler. Man införde ett system på 1800-talet för dessa, den först upptäckta i en stjärnbild kallades R plus stjärnbildens latinska namn i genitiv, nästa S och så vidare. Men nu visade det sig att antalet variabler var mycket större än man räknat med så man började använda AA till AZ och så vidare till ZZ. Detta ger 334 möjligheter, men man har funnit betydligt fler variabler nu så man använder ett system med beteckningen V och ett nummer. Där V står för variabel och numret för vilken variabel som hittats. Ex. V 1057 Cygni, är den 1057:e variablen som man hittat i Svanens stjärnbild.
Även om flera miljoner stjärnor katalogiserats så är det bara en bråkdel av alla som kan observeras med de största teleskopen.
3. Astronomiska koordinater- att hitta på himlen.
Att hitta och identifiera de ljusstarkaste stjärnorna är inte så svårt, även om man ibland kan ha svårt att veta vart man ska titta. Till hjälp har man då olika stjärnkartor, där man har instruktioner för hur man använder den året runt. Ett alternativ som blivit vanligt med utvecklingen av hemdatorer är olika planetarie-program där man beräknar hur himlen ser ut i ett visst ögonblick på en viss plats på Jorden. Här finns det ett antal olika program som säljs eller följer med läroböcker i astronomi. The Sky, Starry Night, WinStar och Stellarium är några exempel. Jag rekommenderar Stellarium som är en open-source program som distribueras utan kostnad och som utvecklas hela tiden ideellt av olika personer.
Dessa program använder sig av samma system som astronomer världen över när de ska ställa in sina teleskop på ett ljussvagt objekt. Man använder sig av astronomiska koordinater, på samma sätt som vi använder geografiska koordinater (longitud och latitud) på jorden. Där varje kartlagt stjärna definieras av sina koordinater.
I det ekvatoriella systemet utgår man från himmelsekvatorn. Motsvarigheten till jordisk latitud blir då vinkelavståndet till stjärnan till ekvatorn och kallas för deklination och betecknas med bokstaven δ (lilla delta). Deklinationen anges på samma sätt som latituden i grader(º), bågminuter(‘) och bågsekunder(«). (1º=60’=360») Positiv norr om ekvatorn och negativt söder därom. Norra himmelspolen har således deklinationen +90º , alla punkter på himmelsekvatorn förstås δ=0º. Observera att man idag inte alltid använder bågsekunder utan använder decimala bågminuter.
Nu behövs en koordinat på andra ledden, motsvarande longitud. Här behövs då en referenspunkt som utgångspunkt, på samma sätt som vi definierat noll-medianen på jorden. Här används den skärningspunkt mellan solens skenbara bana, ekliptikan och himmelsekvatorn, där solen befinner sig runt den 20 mars, vårdagjämningspunkten. (denna betecknas med tecknet ). Vi kommer att se att detta är var historiska skäl som går över 4000 år tillbaka i tiden. Avståndet motsols från vårdagjämningspunkten längs ekvatorn till en storcirkelbåge mellan himmelspolerna kallas rektascension, och räknas i timmar, minuter och sekunder, så att ett helt varv är 24 timmar. Rektascensionen betecknas med den grekiska bokstaven α .
Efterson jorden roterar ser stjärnorna ut att flytta sig. Det är därför lämpligt att införa en tidsberoende koordinat, timvinkeln (t), som visar hur långt stjärnorna hunnit över himlen. Timvinkeln räknas motsols från den punkt på himmelsekvatorn som för tillfället befinner sig högst på himlen, rakt söder om zenit för en observatör på norra halvklotet. Vårdagjämningspunktens tim vinkel kallas stjärntid, Och tecknas med den grekiska bokstaven Θ. För alla himla kroppar gäller då det enkla sambandet: Θ=t+α. Ett stjärndygn börjar när vårdagjämningspunkten står som högst (Θ=0 h), och 24 stjärntimmar senare börjar nästa – men då har det gått 23 h 56m 3s på en vanlig klocka. Man använder då speciella ur som visar stjärntiden, använder stjärnkataloger för att få fram rektascension och deklination, beräknar timvinkeln för aktuell stjärntid och riktar in teleskopet. Med datorer kan nu detta göras automatiskt och det idag mindre teleskop där man i princip bara ställer upp instrumentet och trycker in vilken stjärna som man vill rikta in på och teleskopet gör det automatiskt. (dessa kostar en del, men många amatörastronomer har de).
Bild 1. De astronomiska ekvatoriella koordinaterna. Storcirkeln genom himmelspolerna och zenit kallas meridian. SP och NP står för syd- resp. nordpol.
Att ekliptikan och himmelsekvatorn inte sammanfaller beror på att jordens rotationsaxel inte är vinkelrät mot jordens bana runt solen, utan lutar ungefär 66,6º mot banplanet. Av denna orsak har vi våra årstider. Axelriktningen är i stort sett konstant, så när vi har vinter så pekar nordpolen bort från solen, på sommaren mot solen. Vi ser då solen söder respektive norr om himmelsekvatorn, det vill säga högt resp lågt över horisonten mitt på dagen. På södra halvklotet är årstiderna omkastade.
Bild 2. Jordaxelns lutning ger de olika årstiderna genom att ljuset faller olika in mot jordytan.
Jordaxelns riktning är inte helt fixerad. Den ändras långsamt genom dragningskraften från solen, månen och de andra planeterna, en effekt som kallas precession. Precessionen innebär att axeln vrider sig sakta runt med i stort sett oförändrad lutning, där ett varv tar cirka 26000 år. Det innebär att vågdagjämningspunktens läge på ekvatorn för skjuts med cirka 50 bågsekunder under ett år, så både rektascension och deklination ändras med tiden. Därför måste man i alla stjärnkataloger ange vilket år de gäller. Precessionen medför också att himmelspolerna vandrar mellan stjärnorna. Om 12000 år är inte längre α i Lilla björnen (polaris) polstjärnan. Utan istället ligger Vega nära norra himmelspolen. Använd stellarium för att titta på norrahimmelspolen idag, markera polaris och ni ser att den inte befinner sig exakt i himmelspolen. Ökar sedan tidshastigheten så att ni stegar er hundratals år framåt i tiden. Då ser ni att polaris flyttar sig från himmelspolen. Samtidigt som detta sker förskjuts våra årstider, så att norra halvklotets vinter kommer att infalla när jorden befinner sig i den punkt i banan runt solen när vi har sommar idag.
Alla stjärnorna rör sig också mer eller mindra i förhållande till solen. Det innebär att vi kommer att få en egenrörelse där stjärnornas koordinater sakta ändras. Dessa effekter är dock så små att vi kan bortse från de.
Stjärnorna lyser även olika starkt. Denna ljusstyrka mäts i olika storleksklasser eller magnituder. Antikens grekiska astronomer delade in de för ögat synliga stjärnorna i sex storleksklasser: de ljusaste sades tillhöra den första magnituden, de nätt och jämt synliga sjätte magnituden. I och med att man började använda teleskop blev det möjligt att se svagare stjärnor och magnitudbegreppet fick utvidgas. I dag så ligger gränser för de största teleskopen vid 25:e magnituden. Man har idag möjlighet att ange ljusstyrkan i bråkdels magnituder. Man har dessutom vänt på skala, så den ljusaste stjärnan har magnituden -1,5, fullmånen -14 och solen -27. Magnituden är angiven i stjärnkataloger och finns att hitta i Stellarium.
Fortsättning följer…