Redigerer Astronomi (avsnitt)

== Undergrener - ulike objektområder ==
[[Fil:Uvsun trace big.jpg|miniatyr|venstre|Et [[ultrafiolett]] bilde av solens aktive [[fotosfære]] sett fra romteleskopet [[TRACE]].]]

=== Solfysikk ===
Solfysikken omhandler [[solen]] som er den mest velstuderte [[stjerne]]n. Den er en typisk [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjerne]] av [[spektralklasse]] G2V med en alder på rundt 4,6&nbsp;milliarder år. Solen anses ikke å være en [[variabel stjerne]], men den fremviser likevel en viss periodisk variasjon; den tydeligste av disse er [[solflekksyklusen]] som er en 11-årig variasjon av antall [[solflekk]]er. Solflekker er regioner med en lavere temperatur enn gjennomsnittet og hører sammen med intensiv magnetisk aktivitet.<ref name="solar FAQ" />

Solen har kontinuerlig økt sin [[luminositet|lysstyrke]] gjennom hele sin levetid, totalt sett med rundt 40 % siden den ble dannet som en hovedseriestjerne. Solen gjennomgår også periodiske forandringer i luminositet som kan ha stor betydning for jorden.<ref name="Environmental issues : essential primary sources." /> For eksempel [[Maunders minimum]], en periode mellom ca. 1645 og 1715 med nesten ingen solflekker, anses å være en trolig årsak til [[den lille istid]]en.<ref name="future-sun" />

Den synlige overflateregionen kalles [[fotosfære]]n. Over dette laget er en tynn region som kalles [[kromosfæren]]. Utenfor dette ligger en overgangsregion av raskt økende temperatur til den ekstremt varme [[korona]]en.

[[Solens kjerne]] har tilstrekkelig høy temperatur og trykk til at [[kjernefysisk fusjon|fusjon]] kan opprettholdes. Utenfor kjernen ligger [[strålingssone]]n der [[Plasma (fysikk)|plasma]] transporterer energien ut mot overflaten ved hjelp av stråling. De ytterste lagene danner en [[konveksjonssone]] der gasslignende materie transporterer energien først og fremst gjennom fysisk forflytning av gassen. Det antas at denne konveksjonen forårsaker den sterke magnetiske aktiviteten som ligger bak solflekkene.<ref name="solar FAQ" />

En [[solvind]] av plasmapartikler strømmer konstant ut fra solen og fortsetter ut i rommet til den når [[Heliosfæren#Heliopause|heliopausen]]. Denne solvinden samvirker med jordens [[magnetosfære]] og skaper [[Van Allen-beltene]] og også [[Aurora polaris|nordlys]] der linjene hos [[jordens magnetfelt]] ferdes ned gjennom atmosfæren.<ref name="Stern" />

[[Fil:Huygens surface color.jpg|miniatyr|Overflaten på [[Saturn]]s måne [[Titan (måne)|Titan]], ett av mange objekt som studeres av den planetære astronomien.]]

=== Planetær astronomi ===
{{Utdypende|Astrogeologi|planetologi|seogså=eksoplanet}}
Feltet planetær astronomi undersøker [[planet]]er, [[Naturlig satellitt|måner]], [[dvergplanet]]er, [[komet]]er, [[asteroide]]r og andre objekter som befinner seg i bane rundt solen, såvel som eksoplaneter. [[Solsystemet]] har blitt relativt grundig undersøkt, først ved hjelp av avanserte teleskop og senere først og fremst ved hjelp av [[romsonde]]r. Dette har gitt en relativ god forståelse for hvordan solsystemet ble dannet og hvordan det utvikles, men mange nye oppdagelser gjøres stadig og der finnes fremdeles ubesvarte spørsmål.<ref name="Bell2004" group="b" />

Solsystemet deles ofte opp i de indre planetene, [[asteroidebeltet]] og de ytre planetene. De indre [[Terrestrisk planet|jordlike planetene]] består av [[Merkur]], [[Venus]], [[jorden]] og [[Mars (planet)|Mars]]. De ytre [[gasskjempe]]ne er [[Jupiter]], [[Saturn]], [[Uranus]] og [[Neptun (planet)|Neptun]].<ref name="planets" /> Bortenfor Neptun ligger [[Kuiperbeltet]] og til slutt [[Oorts sky]], som antas strekke seg så langt som ett [[lysår]] fra solen.

Planetene ble skapt fra en [[protoplanetarisk skive]] som omringet den tidlige solen. Gjennom en prosess som inkluderte [[gravitasjon]], kollisjoner og [[akkresjon]] dannet skiven klumper av materie som, etter hvert, utviklet seg videre til [[protoplanet]]er. [[Strålingstrykk]]et fra [[solvind]]en trykte senere bort størstedelen av den materien som ikke hadde samlet seg og bare de største planetene lykkes i å beholde sine store gassatmosfærer. Planetene fortsatte å samle opp, eller kaste bort, gjenværende materie under en intensiv periode med kollisjoner som man ser spor av i form av [[nedslagskrater|nedslagskratre]] på visse objekter i solsystemet. I løpet av denne perioden kolliderte en del av protoplanetene, og blant annet antas det at en kollisjon mellom jorden og den hypotetiske planeten [[Theia (planet)|Theia]] er opphavet til [[månen]].<ref name="formation" />

Når en planet har oppnådd tilstrekkelig stor masse begynner en prosess i dens indre som segregerer materiet avhengig av densitet, noe som kalles [[Differensiering (planetologi)|planetær differensiering]]. Denne prosessen kan danne en stein- eller metallrik kjerne omringet av en mantel og en ytre overflate. Kjernen kan inneholde både faste og flytende regioner og visse planetkjerner, for eksempel jordens, forårsaker sitt eget [[magnetfelt]] som beskytter dens atmosfære fra solvinden.<ref name="Roberge" />

En planets eller månes indre varme ble skapt fra de kollisjonene som dannet himmellegemet, radioaktive grunnstoff som [[uran]] og [[thorium]] samt gjennom [[tidevannskrefter]]. Enkelte planeter og måner har tilstrekkelig høy indre temperatur til å drive geologiske prosesser som [[vulkanisme]] og [[tektonikk]]. De som danner eller beholder en atmosfære kan også gjennomgå en [[erosjon]] på overflaten fra vind eller vann. Mindre himmellegemer, uten tidevannskrefter, kjøles ned relativt raskt og de geologiske aktivitetene begrenses til nedslag av andre objekter.<ref name="Beatty1999" group="b" />

[[Fil:NGC 3132.jpg|miniatyr|venstre|[[NGC 3132]], også kalt ''Burst-Eight''-tåken da den i visse bølgelengder ser ut som et åttetall. Materiet ferdes fra den døende stjernen i midten med en hastighet på 14,5&nbsp;kilometer per sekund.]]

=== Stjernefysikk ===
Studier av [[stjerne]]r og utviklingen av stjernene er grunnleggende for at vi skal forstå universet. [[Astrofysikk]]en hos stjernene har blitt kartlagt gjennom observasjoner og teoretiske modeller, samt datasimuleringer av stjernenes indre. Solfysikken (se over) kan anses å være en del av stjernefysikken.

Stjerner dannes i området med forholdsvis store tettheter av gass og [[romstøv]], kalt [[mørk tåke|mørke tåker]]. Når disse skyene av en eller annen grunn ødelegges kan delere av skyen miste stabiliteten og kollapse på grunn av gravitasjonen og danne en [[protostjerne]]. I den tette og varme kjerneregionen påbegynnes [[kjernefysisk fusjon|fusjon]] og på den måten har en [[Hovedserien (astronomi)|hovedseriestjerne]] blitt dannet.<ref name="sead" />

Det som avgjør stjernetypen er først og fremst dens masse. En stjerne med høy masse har tilsvarende høyere [[luminositet]] (lysstyrks) og raskere forbruk av [[hydrogen]]et i kjernen, noe som får den til å eldres raskere. Til slutt har alt hydrogen i kjernen blitt omvandlet til [[helium]] og stjernen går inn i sin neste fase med fusjon av helium. Dette krever høyere temperaturer og det medfører at stjernens størrelse og kjernens tetthet øker. Stjernen kalles nå en [[rød kjempe]] som kun overlever en kort periode før også heliumet er brukt opp. Svært massive stjerner kan fortsette å fusjonere alle tyngre grunnstoff helt frem til en massiv kjerne av jern har blitt dannet. Videre fusjon er [[endoterm reaksjon|endotermisk]], noe som innebærer at den krever energi i stedet for å frigjøre energi og prosessen kan dermed ikke fortsette.

Den endelige skjebnen avhenger også av massen. Mindre stjerner danner [[planettåke]]r og utvikles til [[hvit dverg|hvite dverger]]. I stjerner med mer enn rundt åtte ganger solens masse, vil kjernen kollapse når brenslet er slutt og forårsake en [[supernova]]eksplosjon. Restproduktene av en slik eksplosjon er en [[nøytronstjerne]], eller om stjernen hadde en masse på over rundt 20&nbsp;[[solmasse]]r, et [[sort hull]].<ref name="Audouze1994" group="b" /> Disse eksplosjonene danner også de grunnstoffene som er tyngre enn jern.

Nærliggende [[dobbeltstjerne]]r kan følge et mer komplisert utviklingsmønster som overføring av materie til en hvit dverg, noe som iblant kan forårsake en supernova. Planettåker og supernovaer er nødvendige for dannelsen og spredningen av [[metall]]er og andre tyngre grunnstoff til det interstellare rommet. Uten denne prosessen ville alle nye stjerner, og deres planetsystem, helt bestå av hydrogen og helium (samt mindre mengder [[lithium]]) de grunnstoffene som har funnets siden [[Big Bang]].

[[Fil:Milky Way 2005.jpg|miniatyr|venstre|En kunstners oppfattelse av hvordan [[Melkeveien]] ville se ut for en observatør i en annen galakse. Bildet er altså ikke et ''ekte'' bilde men baseres på de observasjonene som er gjort.]]

=== Galaktisk astronomi ===
[[Galaktisk astronomi]] handler om [[Melkeveien]] &ndash; den galaksen som solsystemet befinner seg i. Melkeveien er en [[stavgalakse]] og en av de fremtredende medlemmene av [[den lokale gruppen]]. En galakse er en enorm roterende masse av gass, [[Romstøv|støv]] og andre objekter som holdes sammen av en felles gravitasjon. Ettersom jorden befinner seg i de støvrike ytre armene er store deler av Melkeveien skjult for observasjoner.

I Melkeveiens sentrum finnes en kjerne, en stavformet byll som antas ha et [[supermassivt sort hull]] i midten. Denne kjernen omgis av fire store armer som går ut som en spiral fra dette sentrumet. I disse områdene dannes store mengder stjerner og de inneholder mange yngre [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] I-stjerner. Skiven omgis av en [[Galaktisk halo|halo]] med eldre populasjon II-stjerner såvel som større mengder av relativt tette konsentrasjoner med stjerner, såkalte [[kulehop]]er.<ref name="MPIfeP" /><ref name="Aulkner" />

Mellom stjernene finnes det [[Interstellar materie|interstellare materiet]], en region med sparsomme mengder materie. I de tetteste regionene kan [[molekylsky]]er av [[hydrogen]] og andre grunnstoff danne områder hvor nye stjerner kan dannes. Disse begynner som en uregelmessig [[mørk tåke]] som konsentreres og kollapser (i volumer som avgjøres av ''[[Jeans' lengde|Jeans-lengden]]'') og danner kompakte [[protostjerne]]r.<ref name="Star Formation" />

Når flere massive stjerner dannes, omvandles skyen til en [[H II-region]] av glødende gass og plasma. [[Stjernevind]]en og supernovaeksplosjoner fra disse stjernene omdanner etterhvert skyen til en eller flere unge [[åpen stjernehop|åpne stjernehoper]]. Disse hopene avlives også med tiden og stjernene spres ut blant alle andre stjerner i Melkeveien.

Kinematiske studier av materiet i Melkeveien og andre galakser har vist at det finnes mer masse enn den synlige materien kan stå for. En halo med [[mørk materie]] antas å dominere massen, men hva denne massen består av er fremdeles ukjent.<ref name="Bergh" />

=== Utenomgalaktisk astronomi ===
{{Utdypende|Utenomgalaktisk astronomi}}
[[Fil:Hubble ultra deep field.jpg|miniatyr|Om man retter et svært kraftig teleskop mot et tilsynelatende stjernefritt og tomt område på himmelen får man et bilde som dette fra [[Hubble Space Telescope]]. Bildet, kalt ''Hubble ultra deep field'', viser mengder med galakser av alle slag, mange like store eller større enn Melkeveien.]]
Studier av objekter utenfor vår egen galakse er en gren av astronomien som omhandler hvordan [[galakse]]r dannes, deres [[Geomorfologi|morfologi]] og [[klassifisering]],  undersøkelser av [[aktiv galakse|aktive galakser]] samt [[galaksehop]]er. Dette er viktig for å forstå [[universets storskalastruktur]].

De fleste galaksene deles inn etter distinkte former i et klassifikasjonssystem. De vanligste er [[Spiralgalakse|spiral-]], [[Elliptisk galakse|elliptiske]] og [[irregulær galakse|irregulære]] galakser.<ref name="Galaxy Classification" />

Som navnet antyder har en elliptisk galakse formen av en ellipse. Stjernene forflyttes langs tilfeldige baner uten noen dominerende retning. Disse galaksene inneholder forholdsvis lite interstellart støv, få regioner hvor stjerner fremdeles dannes og generelt sett mest endre stjerner. Elliptiske galakser finnes oftest i kjernen av galaksehoper og det antas at de dannes ved sammenslåing av andre galakser.

En spiralgalakse har en flat roterende skive, vanligvis med en kule eller stav i midten og etterslepende spiralarmer utover. Disse armene er støvrike regioner for store unge stjerner gir området en blåaktig tone. Spiralgalakser er vanligvis omgitt av en halo med eldre stjerner. Både [[Andromedagalaksen]] og [[Melkeveien]] er spiralgalakser.

Irregulære galakser har et kaotisk utseende og er enten spiralformede eller elliptiske. Rundt en fjerdedel av galaksene er irregulære og disse formene kan være forårsaket av gravitasjonell påvirkning mellom galakser.

En [[aktiv galakse]] sender ut en betydelig andel av sin energi fra andre kilder enn stjerner, støv og gass. De drives av en kompakt region i kjernen som gjerne regnes sentrert rundt et supermassivt sort hull som sender ut stråling fra innfallende materie.

=== Kosmologi ===
[[Kosmologi]] (fra [[gresk]] ''κοσμος'' "verden, univers" og ''λογος'' "ord, studie") er studiet av universet som helhet.

Observasjoner av storskala strukturer i [[universet]] har ført til antagelser om hvordan universet har utviklet seg og har blitt skapt. Ifølge teorien om [[Big Bang]], har universet oppstått fra et enkelt punkt i tiden og deretter ekspandert i over 13,7&nbsp;milliarder år til det universet vi ser i dag. Ideen bak Big Bang kommer fra oppdagelsen av den [[Kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling|kosmiske bakgrunnsstrålingen]] i 1965.<ref name="Penzias" />

I løpet av denne ekspansjonen antar man å kunne identifisere en rekke evolusjonære trinn. I universets tidligste stunder antas det å ha vokst svært raskt gjennom en [[kosmisk inflasjon]], noe som homogeniserte startforholdene. Deretter skapte [[Big Bang-nukleosyntese|nukleosyntese]] fordelingen av grunnstoff i det tidlige universet. Når de første [[atom]]ene ble skapt ble rommet gjennomsiktig for stråling og slapp energien som i dag kan sees som bakgrunnsstråling. Det ekspanderende universet gjennomgikk nå en ''Mørk tid'' på grunn av mangelen på stjerner.<ref name="cosmology 101" />

Fra ekstremt små forskjeller i tettheter til materien samlet masse seg sammen og dannet skyer av gass, hvor de [[Populasjon III-stjerner|første stjernene]] senere ble dannet. Disse supermassive stjernene forårsaket en prosess med [[reionisering]] og antas å ha dannet mange av de tyngre elementene i det tidlige universet. Til slutt ble disse materiehopene samlet i [[Galaksefilament|filament]] med tomrom i mellom. Gradvis ble gass og støv organisert og dannet de første primitive galaksene. Gjennom historien har disse samlet mer materie som igjen har ført til [[galaksehop]]er som samles i storskala superklynger.<ref name="GCLSS" />

[[Mørk materie]] og [[mørk energi]] anses å være de dominerende komponentene i universet og å stå for 96 % av all tetthet. Det er lagt ned mye arbeid i å forstå fysikken til disse komponentene, så langt med få konkluderende resultater.<ref name="Preuss" /> Dette og andre uklarheter i [[standardmodellen]] gjør at et fåtall forskere fremdeles søker å utvikle alternative modeller. En av de mest kjente kalles [[MOND]] (MOdified Newtonian Dynamics), som antyder at naturlovene ikke fungerer som vi forventer i visse situasjoner.