text: Salman Rushdie (født 19. juni 1947 i Bombay i India) er en britisk forfatter hvis forfatterskap for en del utspiller seg på det indiske subkontinent. I juni 2007 ble han utnevnt til Knight Bachelor (ridder uten ordenstilhørighet) av dronning Elisabeth II. Han er født og oppvokst i India og er britisk statsborger siden 1964. Han skriver hovedsakelig på engelsk. Forfatterskap Hans første roman, Grimus, ble utgitt i 1975 og handler om et samfunn med folk som har evig liv, men som ikke lenger vil ha det. Gjennombruddet kom i 1981 med romanen Midnattsbarn (Midnight's Children), som handler om en gutt som blir født på slaget midnatt natt til 15. august 1947, samtidig som India blir selvstendig, og som får nærmest magiske evner. Romanen forteller Indias historie sett gjennom Saleems øyne og viser hvordan han er knyttet til sitt hjemlands historie. Romanen Vrede (Fury) ble utgitt i 2001 og handler om en middelaldrende indisk mann i New York (ikke ulik Salman selv) som lager dukker og blir verdenskjent for sine historier om en av dem. Han har også gitt ut barnebøkene Harun og historiens hav (Haroun and the Sea of Stories) i 1990 og Luka og livets flamme (Luka and the Fire of Life) i 2010. Sataniske vers Salman Rushdie er særlig kjent for romanen Sataniske vers (The Satanic Verses) som ble utgitt i 1988. Den handler om en indisk filmstjerne som i drømme blant annet gjennomlever viktige øyeblikk i livet til profeten Muhammed. Den 14. februar 1989 ble en fatwa utstedt av lederen av Iran, Ayatollah Ruhollah Khomeini, via Radio Teheran. Denne fatwaen krevde at Rushdie måtte henrettes etter å ha skrevet denne boken som var blasfemisk mot Islam. Den 7. mars 1989 brøt Storbritannia sine diplomatiske forbindelser med Iran på grunn av dette forholdet. I mellomtiden fortsatte voldeligheter rundt om i verden med brannbombinger av bokhandlere. Muslimske samfunn rundt i verden holdt offentlige møter hvor kopier av boka ble brent. Flere personer som var tilknyttet oversettelsen eller utgivelsen av bøkene, ble angrepet og alvorlig skadet eller drept. Blant de hardt skadde var den norske forleggeren William Nygaard – eier av Aschehoug forlag. Ingen ble pågrepet for attentatet mot Nygaard, men det antas å ha sammenheng med hans rolle i utgivelsen av boken. Den 24. september 1998 meddelte Iran at de ikke lenger ville gjøre noe for å skade Rushdie. Dette kom som en forutsetning for å kunne gjenopprette de diplomatiske forbindelsene med Storbritannia. Så snart kontakten var gjenopprettet, snudde de iranske myndighetene og hevdet på nytt dødstruslene mot Rushdie. Tidlig i 2005 ble fatwaen til Khomeini hevdet på nytt av Irans åndelige leder, Ayatollah Ali Khamenei, under en tale til muslimske pilegrimer på sin årlige pilegrimsferd til Mekka. I tillegg har revolusjonsgarden i Iran erklært at dødsdommen mot den britiske forfatteren Salman Rushdie fortsatt er gyldig. Iran har nektet å trekke tilbake fatwaen på grunnlag av det kun er den som utstedte fatwaen, som kan trekke den tilbake. Rushdie har vært i en langvarig ordkrig med Yusuf Islam (tidligere kjent som musikeren Cat Stevens) om dennes påståtte støtte til dødsstraff for Rushdie. 12. august 2022 ble Rushdie utsatt for et knivangrep på scenen under et foredrag i Chautauqua County i New York. Han ble påført flere knivstikk i halsen og mageregionen før angriperen ble overmannet av en politimann. Rushdie ble straks fløyet til sykehus. Rushdie fikk varige men blant annet mistet han synet på ett øye. Priser (utvalg) 1992 – Tucholskyprisen Referanser Eksterne lenker Linda Richards intervju med Salman Rushdie fra 2002 NRK Gull om Salman Rushdie – 20 år siden fatwaen Indiske forfattere Engelskspråklige forfattere Æresdoktorer ved Universitetet i Tromsø Personer fra Mumbai Knights Bachelor Britiske ateismeforkjempere


source: wikipedia

text: Sekken er ei lita øy i Romsdalsfjorden i Molde kommune, Møre og Romsdal. Den er 18,37 km2 stor, har ca. 150 innbyggere (2004) og ligger rundt 40 minutters ferjetur unna Molde by. Det høyeste punktet på øya er Tranhaugen på 304 meter. Samfunn Det går en 20 kilometer lang delvis asfaltert vei rundt øya, som har barne- og ungdomsskole og barnehage, samt dagligvarebutikken Samsen, bygd på dugnad. Andreas Lunnans programserie Rundt neste sving på NRK hadde i 2003 en dokumentar fra Sekken. Skolen og barnehagen har flere ganger vært trua av nedleggelse som følge av nedskjæringer i det kommunale budsjettet, men dette har hver gang møtt motstand og demonstrasjoner fra folket på øya, og har ennå ikke skjedd. I 2000 ble det fastslått at Sekken hadde landets lengste forventede levealder for kvinner, 94,5 år. Sekken sogn ligger under Molde domprosti. Sekken kirke sto ferdig i 1908. Historie Håkon Herdebrei skal ha blitt drept av Erling Skakke i et sjøslag utenfor Sekken i 1162, og hvert år arrangeres det en turmarsj på øya til minne om dette. Nicholas Oliver Lawson, viseguvernør for Floreana på Galápagosøyene og mannen som satte Charles Darwin på sporet av evolusjonsteorien, var født på Sekken i 1790 som Nikolai Olaus Lossius. Sekken tilhørte Veøy kommune før den 1. januar 1964 ble en del av Molde kommune sammen med Veøya og Nesjestranda. Navnet Sekken har ikke noe med en sekk å gjøre, men kommer fra norrønt /sæ-kinn/, som betyr noe slikt som «det bratte landet som stiger opp fra sjøen». Denne egentlige betydninga vises også i måten den innfødte lokalbefolkningen uttaler navnet på øya, /sekkjinn/. Sekken er nemlig den bratteste og høgeste øya i Romsdalsfjorden, mens de andre, som Veøya og Bolsøya, er relativt flate. Samsen I 1997 ble øyas eneste butikk, Bua, lagt ned. Tre år seinere, i februar 2000 ble det stiftet et aksjeselskap som skulle starte ny dagligvareforretning. Det ble solgt aksjer for over 400 000 kroner, og en ny butikk, Samsen, ble reist på dugnad. Personer fra Sekken Nicholas Lawson, viseguvernør for Galápagos og inspirasjonskilde til Charles Darwins evolusjonsteori Paul Gåsøy, kunstner og far til Yngve Gåsøy, musikalartist Se også Sekken kirke Bilder Referanser Eksterne lenker Sekken.net – nettavis/blogg Sekken tiltaksnemnd Øyer i Molde Bosetninger i Molde


text: En stjerne er et massivt og lyssterkt himmellegeme som består av delvis ionisert gass, såkalt plasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, som forsyner planeten med nok energi til å opprettholde liv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller menneskeskapt belysning. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter. Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre teleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte stjernebetegnelser. Astronomer kan dessuten bestemme masse, alder, kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernes spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet. I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra kjernefysisk fusjon av atomkjerner. Energien transporteres gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Fusjonsprosesser i tunge stjerner, samt prosesser når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende grunnstoffene i universet. En stjernes liv starter med et gravitasjonskollaps i en molekylsky bestående av hydrogen, helium og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang. En kombinasjon av stråling og konvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot gravitasjonskreftene og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogendrivstoffet i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4 solmasser seg og blir røde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngre grunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer. Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile baner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling. Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en hop eller en galakse. En stjerne lyser på grunn av fusjon. Stjernen består stort sett av hydrogen og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid. Observasjonshistorie Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, for navigasjon og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen om fiksstjerner utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen i stjernebilder. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokale religionen. Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av babylonerne som ga de nåværende stjernebildene i Dyrekretsen sine navn. De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også oldtidens Egypt hadde fremstående kunnskaper innen astronomi og astrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) stjernekart som er funnet i nærheten av Luxor i Egypt. Astronomene i antikkens Hellas og Romerriket stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet var Hipparkhos fra Nikea den første til å observere en nova, og basert på estimater utarbeidet han en katalog som inkluderte posisjonen til stjerner. Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra den greske mytologien. Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalte (planētai, vandrere) fikk navn etter noen av Olympos' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene. I dag vet vi at dette ikke er stjerner, men planetene i solsystemet. I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomen Al-Biruni vår galakse, Melkeveien, som en samling av tåkete stjerner. Også datidens kinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var supernovaer, som de møysommelig registrerte. I 1584 publiserte Giordano Bruno verket De l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem. For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo Isaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger. William Herschel, som oppdaget dobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i universet. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet Skytten. Joseph von Fraunhofer og Pietro Angelo Secchi var to pionerer innen stjernespektroskopien, som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet spektrum av solen med andre stjerner, for eksempel Sirius, og fant forskjeller i spektrallinjenes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum, men det nåværende systemet ble utviklet av Annie Jump Cannon. På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy var fotografiet. Karl Schwarzschild oppdaget at en stjernes farge, og dermed dens effektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenes tilsynelatende størrelsesklasse ved ulike bølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført av Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell, da de utviklet Hertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen kvantemekanikken som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå den kjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer. Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte eksoplaneter. I 1990 ble pulsaren PSR B1257+12 oppdaget i stjernetegnet Jomfruen, 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren – som dermed ble det første kjente planetsystemet utenfor vårt eget solsystem. Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per er totalt eksoplaneter blitt oppdaget. Stjernebetegnelser Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra den babylonske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs den ekliptiske banen, ble grunnlaget for astrologien. Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser. I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egne myter. For antikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent som planeter ( (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planetene Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn fikk navn etter. Uranus og Neptun er også oppkalt etter greske og romerske guder, men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere. Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen Johann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er Alfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjerners rektascensjon ble oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok «Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt Flamsteedbetegnelse eller Flamsteednummerering. Et eksempel på Flamsteedbetegnelse er 51 Pegasi. I dag navngis stjerner og andre himmellegemer av Den internasjonale astronomiske union (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer. Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempel International Star Registry, som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet, og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn. Måleenheter De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i SI-enheter som standard, men CGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofte luminositet i erg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper: {| |solmasse: |Mʘ = 1,9891×1030 kg |- |solluminositet: |Lʘ = 3,827×1026 watt |- |solradius: |Rʘ = 6,960×108 m |} Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den store halvakselen hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte i astronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer). Dannelse og utvikling Stjerner dannes gjennom gravitasjonskollaps i molekylskyer, områder med høyere materietetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et vakuumkammer på jorden. Skyene består hovedsakelig av hydrogen, rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er Oriontåken. Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og ioniserer dem, noe som skaper en såkalt H II-region. Ved å observere stjernens spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes masse, alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et Hertzsprung-Russell-diagram, gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium. Dannelsen av en protostjerne Ifølge kinetisk teori befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes kinetiske energi og kollaps på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en supernova eller gjennom en kollisjon mellom to galakser (kjent som starburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for Jeans' ustabilitet, begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon. Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles Bok-kuler. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en hydrostatisk likevekt. Disse nye stjernene er ofte omringet av en protoplanetarisk skive. Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles T Tauri-stjerner og stjerner med større masser Herbig-Ae/Be-stjerner. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt Herbig-Haro-objekt. Hovedserien Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre hovedserien. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel. Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes. For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden. Alle stjerner skaper en stjernevind av partikler som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10-14 solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde. Svært massive stjerner kan tape mellom 10-7 og 10-5 solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig. Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien. Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med – med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt røde dverger, bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre enn Jupiters diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enn gasskjemper. Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til sorte dverger. Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda. Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «metalliske» og den kjemiske konsentrasjonen av disse stoffene kalles metallisitet. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av magnetfelt og endre styrken til stjernevinden. Eldre stjerner, såkalte populasjon II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie. Etter hovedserien Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe. Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke Merkur og antakelig også Venus. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7 AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen. Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger. I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen fortsette i et skallager rundt kjernen. Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starte heliumfusjon, stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium. Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av karbon og oksygen. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur. Massive stjerner I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9 solmasser) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen trykkes sammen av gravitasjonen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier drevet av oksygen, neon, silisium og svovel. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall innover i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall fusjonerer et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig. Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere jern. Siden jernkjerner er tettere bundet enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi. I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles Wolf-Rayet-stjerner som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren. Kollaps En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til en planetarisk tåke. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse kompakte objektene kalles hvite dverger. Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger en plasma, selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til sorte dverger etter svært lang tid. I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en eksoterm reaksjon, opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at elektronene trykkes inn i protonene, som så danner nøytroner og nøytrinoer i et utbrudd av inverse betahenfall. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en supernovaeksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere. Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som Krabbetåken), og det som gjenstår er kompakte objekter som en nøytronstjerne (som noen ganger fremstår som en pulsar) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkalt sort hull. I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former for degenerert materie i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå. Stjernevinden fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper. Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre. Fordeling og antall Foruten isolerte stjerner som solen, kan et stjernesystem bestå av flere stjerner bundet til hverandre ved gravitasjon. Den enkleste og vanligste typen flerstjernesystem er dobbeltstjerner, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. For systemer med tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre relativt nært, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand, siden en slik konfigurasjon er enklere å stabilisere enn mer symmetrisk konfigurasjoner. Større grupper, kalt stjernehoper, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enorme kuleformede stjernehoper med opp til flere hundre tusen stjerner. Det ble lenge feilaktig antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i flerstjernesystemer. For veldig massive klasse O- og B-stjerner har man lenge kjent til at kun rundt 20 % er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjelder for samtlige stjerner. Undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner. Stjerner er gruppert i galakser sammen med interstellar gass og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser i det observerbare universet. Stjerner befinner seg imidlertid ikke kun i galakser – også intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget. Totalt finnes det minst 70 trilliarder stjerner i det observerbare universet, 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner som Melkeveien antas å inneholde. Den nærmeste stjernen sett fra jorden, utenom solen, er Proxima Centauri som er 4,2 lysår unna, noe som tilsvarer 39,9 billioner (1012) kilometer. Det tar dermed 4,2 år for lys fra Proxima Centauri å nå jorden. Skulle man reise med samme hastighet som den romfergene oppnår (rundt km/t) ville det tatt år å reise dit. Dette er en vanlig avstand i den galaktiske skiven inkludert solsystemets omgivelser. Stjerner kan være mye nærmere hverandre nær galaksenes kjerner eller i kuleformede stjernehoper, og mye lengre fra hverandre i den galaktiske haloen. På grunn av de lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner, som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene, kan det være vanligere. Slike kollisjoner antas å kunne resultere i blå etterslenger (engelsk blue stragglers). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med samme luminositet i stjernehopen. Fra det mørkeste stedet på jorden kan man med det blotte øye se omtrent 5 000 stjerner, og fra en lys gate i en storby omtrent 100. Australske astronomer har regnet ut at antall stjerner i det synlige universet er 7 fulgt av 22 nuller. Egenskaper Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne. Alder De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på Universet. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, HE 1523–0901, antas å være 13,2 milliarder år gammel. Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10 millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år. Kjemisk sammensetning Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 % hydrogen, 28 % helium, og en mindre andel tyngre grunnstoff. Disse tyngre stoffene kalles metaller innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke regnes som metaller i andre sammenhenger. Målet på andelen tyngre grunnstoff angis derfor som metallisitet. Metallisiteten anslås ofte ut fra på andelen jern i stjernens atmosfære, fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle ved hjelp av spektroskopi. Siden molekylskyene der stjerner dannes stadig berikes med metaller fra supernova-eksplosjoner, kan en stjernes metallisitet gi en indikasjon på når stjernen ble dannet. Stjerner med kjente planeter, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage. Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte planetesimaler og protoplaneter, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før protostjernen blåser bort gasskyen med sin kraftige stjernevind. Stjernen med det laveste målte jerninnholdet er dvergstjernen HE1327-2326 med bare 0,005 ‰ av solens jerninnhold. Samtidig finnes stjerner som Rasalas med nesten dobbelt så mye jern som solen, og 14 Herculis som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern. Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesielt krom og sjeldne grunnstoffer. Diameter På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å blinke på grunn av optiske forstyrrelser i form av turbulens mellom varm og kald luft i jordens atmosfære. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden, R Doradus med bare 0,057 buesekunder. De fleste stjerner har alt for liten vinkeldiameter til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske teleskop. Derfor benyttes i stedet interferometriske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom okkultasjon. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak månen (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes. Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som er mellom 20 og 40 km i diameter, til superkjemper som Betelgeuse i stjernebildet Orion med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9 milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere tetthet enn solen. Stjernenes bevegelser Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er gravitasjonelt bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk. En stjernes hastighet måles som to komponenter; radialhastighet i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens egenbevegelse. Radialhastigheten finnes ved å måle rødforskyvningen i stjernens spektrallinjer som kommer fra dopplereffekten. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i millibuesekunder per år. Gjennom å måle opp stjernenes parallakse kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen. Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at populasjon I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan. Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske molekylskyene. Magnetfelt En stjernes magnetfelt dannes i de indre regionene hvor konvektiv sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en dynamo og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper solflekker som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. Koronalooper er buer av magnetfelt som strekker seg ut i koronaen fra aktive regioner. Solfakler er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet. Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens solvind, som fungerer som en bremse, som sakte, men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder. Under for eksempel Maunder Minimum hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker. Masse En av de mest massive stjernene man kjenner til er Eta Carinae, med en masse på så mye som 100–150 solmasser. Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av Archeshopen antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra. Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av Eddington-grensen, som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut. De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer, på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn litium. Den generasjonen med supermassive populasjon III-stjerner er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter. Med en masse på kun 93 Mj er AB Doradus C en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess. For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 Mj. Mindre stjerner enn dette kalles brune dverger, noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og gasskjemper. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen. Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av absorpsjonslinjene. Rotasjon Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom spektroskopiske målinger, eller mer presist gjennom å spore stjerneflekker. Unge stjerner kan rotere over 100 km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen Achernar en rotasjonshastighet på minst 225 km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300 km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre. Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25–35 dager med en ekvatorialhastighet på 1 994 km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind. Degenererte stjerner har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare drivmomentet. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden. Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en pulsar i hjertet av Krabbetåken roterer 30 runder per sekund. En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling. Temperatur Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernens fargeindeks. Temperaturen gis ofte som den effektive temperaturen, noe som er temperaturen hos et ideelt svart legeme som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen. Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner Kelvin (K). Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den absolutte størrelsesklassen og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen. Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal. Stråling Den energien som frigjøres fra fusjon i stjerner, stråles til slutt ut i rommet som elektromagnetisk stråling og partikkelstråling. Partikkelstrålingen består av elektrisk ladede partikler som protoner, alfapartikler og betapartikler fra stjernens ytre lag, såkalt stjernevind, og en konstant strøm av nøytrinoer fra kjernen. De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny atomkjerne av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form av gammastråling fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for elektromagnetisk energi, inkludert synlig lys, gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten. En stjernes elektromagnetiske strålingsspekter kan i stor grad approksimeres som spekteret til et svart legeme. Et slikt spekter kjennetegnes ved at det bare avhenger av temperaturen – for stjerner den effektive overflatetemperaturen. Hvilken farge stjernen fremstår å ha avhenger av i hvilket bølgelengdeområde strålingen har størst intensitet. Solen fremstår som hvit fordi den stråler med omtrent like sterk intensitet i hele det synlige området. Kaldere stjerner vil fremstå mer rødlige, mens varmere vil fremstå mer blålige. Oppfattet farge avhenger også av atmosfæren og av øyets ulike sensitivitet for ulike bølgelengder. Utover det synlige området strekker strålingen seg særlig inn i UV og IR-området, sistnevnte kjenner vi som varme. Ved å undersøke stjerners spekter kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan også luminositeten regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, er gravitasjonell mikrolinsing. Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres. Luminositet Innen astronomien er luminositet mengden lys og andre former for strålingsenergi som en stjerne stråler ut per tidsenhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen Vega en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator. Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som solflekker i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger som UV Ceti kan også ha omfattende stjerneflekker. Størrelsesklasse Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden – eksempelvis gjennom interstellare gasskyer og jordens atmosfære. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er Sirius, Canopus, Arcturus, Alfa Centauri, Vega, Rigel, Procyon, Achernar, Betelgeuse og Beta Centauri. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10–parsec (32,6–lysår) og er direkte relatert til stjernens luminositet. Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter en logaritmisk skala; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger, (Femteroten av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forhold, ligger rundt størrelsesklasse +6. I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). Canopus, den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6 lysår, sammenlignet med Canopus' 310 lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse. Stjernen LBV 1806-20 har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10 parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens. De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden. Spektralklasse Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra type O som er svært varme til type M som er så kjølige at molekyler kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, er O, B, A, F, G, K og M. En rekke sjeldne spektralklasser har spesielle grupperinger, og de vanligste av disse er L og T som de kaldeste lavmassestjernene og brune dverger tilhører. Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest, 0 til 9. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasse O0 og O1, eksisterer muligens ikke. Stjerner kan også klassifiseres etter luminositeteffekten i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra 0 (hyperkjemper) og III (kjempestjerner) til V (hovedseriedverger) og VII (hvite dverger). De fleste stjerner tilhører hovedserien som består av vanlig hydrogenfusjonerende stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen. Vår sol er en hovedseriestjerne av klasse G2V (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse. Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «e» at emisjonslinjer finnes, «m» betegner høye nivåer av metaller og «var» viser til variasjoner av spektraltype. Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstaven D. Disse er videre oppdelt i typene DA, DB, DC, DO, DZ og DQ, avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen. Variable stjerner Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere. Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvel Kefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner som langperiodiske variabler som Miravariabler. Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn av solutbrudd eller koronamasse-utbrudd. Til denne gruppen hører Wolf-Rayet-stjerner og UV Ceti-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper. En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Til denne kategorien hører novaer og supernovaer. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a-supernovaer. Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes. Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke. Stjerners luminositet kan også variere avhengig av andre faktorer, for eksempel kan et dobbeltstjernesystem variere i luminositet, siden den ene stjernen iblant dekker den andre. En variabelstjerne av denne typen er Algol hvor størrelsesklasse regelmessig varierer mellom 2,3 og 3,5 over en periode på 2,87 dager. En annen årsak til varierende luminositet kan være de ekstreme solflekkene, som kan dekke store flater hos raskt roterende stjerner. Struktur En stabil stjernes indre befinner seg i hydrostatisk likevekt, der den innadrettede tyngdekraften og den utadrettede kraften fra temperaturgradienten er i balanse. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig for kjernefusjon, og gjennom fusjon frigjøres tilstrekkelig energi til å oppretteholde temperaturgradienten og hindre stjernen i å kollapse. Temperaturen er høyest i stjernens sentrum, og synker radielt utover mot overflaten. Strålingssonen er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaet, og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede, blir plasmaet ustabilt, noe som fører til konveksjon og dermed dannes konveksjonssonen. Dette kan for eksempel skje nær kjernen, som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høy opasitet. Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens, har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte – med konveksjonssoner ved overflaten. Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen. De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden, når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres. Den delen av stjernene som er synlig for en observatør, kalles fotosfæren. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkalte solflekker. Over fotosfæren finnes stjerneatmosfæren. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynne kromosfæren, hvor spikuler og solutbrudd starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100 km. Utenfor dette finnes koronaen, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen. Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne. Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under en solformørkelse. Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter det interstellare materiet. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes av solvinden for heliosfæren. Kjernereaksjoner En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhengig av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi ifølge det berømte forholdet E = mc2. Den viktigste kjernereaksjonen i hovedseriestjerner som for eksempel solen er omdanningen av hydrogen til helium gjennom proton-protonkjeden: 41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV) 21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV) 23He → 4He + 21H (12,9 MeV) Disse reaksjonene kan sammenfattes som: 41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV) der e+ er et positron, γ er et gammafoton, νe er et nøytrino og H og He er hydrogen og helium. Fusjonen av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av kjernetemperaturen resulterer i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen fra «bare» rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen. Solen har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader. I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som er katalysert av karbon, CNO-syklusen (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen). Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10 solmasser, kan helium omdannes til karbon gjennom trippel-alfaprosessen som benytter stoffet beryllium som et mellomsteg i reaksjonen. 4He + 4He + 92 keV → 8*Be 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C 12*C → 12C + γ + 7,4 MeV Som gir den totale reaksjonen: 34He → 12C + γ + 7,2 MeV I enda tyngre stjerner kan enda tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennom neonforbrenning og oksygenforbrenning. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen er silisiumforbrenningen som danner den stabile isotopen jern-56. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikke forbrenning i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom en endoterm prosess, noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps. Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og ganger dens luminositet. Kjente stjerner Achernar Aldebaran Alfa Centauri Algol Alkaid Altair Antares Arcturus Bellatrix Barnards stjerne Betelgeuse Canopus Capella Castor Deneb Dubhe Fomalhaut HE0107–5240 Mizar Polarstjernen Procyon Proxima Centauri Regulus Rigel Sirius Spica Vega UY Scuti VY Canis Majoris Noter og referanser Noter Litteraturhenvisninger Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l. Litteratur Populærvitenskapelig litteratur på norsk Eirik Newth, : Sola: vår egen stjerne illustrert av Ruben Eliassen 1994 ISBN 82-424-0784-3 Knut Jørgen Røed Ødegaard: Bang! Kollisjoner og eksplosjoner i verdensrommet 2007 ISBN 978-82-8156-037-6 Pål Brekke: Sola: vår livgivende stjerne : en faktabok for barn og ungdom 2010 ISBN 978-82-994583-7-5 Universet. Astronomi, Romfart, Galakser, Planeter, Stjernekart oversatt av Rune R. Moen ISBN 978-82-04-11115-9 Utenlandsk litteratur Eksterne lenker Hubblesite – Star 1000 artikler enhver Wikipedia bør ha Artikler i astronomiprosjektet


text: Sunnmørsalpene er et begrep som brukes om de alpine fjellområdene rundt Hjørundfjorden i Ørsta, Volda, Stranda og Sykkylven kommuner, med tinder på opp mot 1700 moh. rett opp fra fjorden. Blant kjente fjell i Sunnmørsalpene er Slogen, Kolåstinden, Hornindalsrokken, Skårasalen og Råna. Ålesund-Sunnmøre Turistforening har tre hytter i området. I Sunnmørsalpene ligger det flere skisentre, først og fremst Strandafjellet, Fjellsetra og Bondalseidet (eller Ørsta Skisenter). Noen fjelltopper i Sunnmørsalpene Slogen 1 564 moh. Kolåstinden 1 432 moh. Dalegubben 1 344 moh. Hornindalsrokken 1 529 moh. Skårasalen 1 542 moh. Råna 1 586 moh. Ramoen eller Jønshornet 1 419 moh. Store Smørskredtind 1 631 moh. Jakta 1 588 moh. Nordre Sætretind 1 365 moh. Saudehornet 1 303 moh. Randers Topp 1 414 moh. Bladet 1 300 moh. Mohns Topp 1 340 moh. Kvitegga 1 717 moh. Fossholtinden 1 200 moh. Saksa 1073 moh. Referanser Eksterne lenker Turforslag til Sunnmørsalpane på DNT og NRKs nettsted ut.no Ålesund-Sunnmøre Turistforenings side om Sunnmørsalpene Fjellinordvest.net – Fjell og fjellturer i bl.a Sunnmørsalpane Fotturar på Sunnmøre Fjell over 1000 meter


text: Marius Sophus Lie (født 17. desember 1842 på Nordfjordeid, død 18. februar 1899 i Kristiania) var en norsk matematiker. Sammen med Niels Henrik Abel regnes Lie som den største matematikeren Norge har fostret. Lie grunnla på egen hånd en ny matematisk disiplin, transformasjonsgruppeteorien. Denne disiplinen går i dag under navnet «teorien for Lie-grupper», og er i dag et viktig redskap for moderne fysikk. Lies algebra blir brukt til å klassifisere elementærpartikler, og i tillegg spiller den en viktig rolle innenfor kvantemekanikken. Lie var høyt ansett også utenfor Norge. I 1886 ble han utnevnt til professor ved matematisk institutt i Leipzig, og han arbeidet også i Berlin, Paris og i Göttingen. I sitt siste leveår ble han professor ved Det Kongelige Frederiks Universitet i Christiania. Biografi Oppveksten I 1842 ble Sophus Lie født på Eid prestegård i Nordfjordeid. Faren, Johan Herman Lie, var sogneprest og ordfører i bygda. Moren het Mette Maren Stabell. Presteparet hadde syv barn, og Sophus var den nest yngste av dem. Etter hvert flyttet familien til Moss, og da Sophus ble gammel nok begynte han på Nissens latin- og realskole i Christiania. Mens han gikk på denne skolen ble han kjent med Ernst Motzfeldt, og de utviklet et vennskap som skulle vare livet ut. De to hadde en omfattende brevveksling, og disse brevene er en viktig kilde til kunnskap om matematikeren Sophus Lie. Studietiden På skolen gjorde Lie det godt i alle fag, og han viste ikke noen spesielle evner for matematikk i starten. I 1859 begynte han å studere realfag ved Det Kongelige Frederiks Universitet, og i løpet av studiene var han innom fysikk, astronomi, botanikk og zoologi, foruten matematikk. Etter hvert ble han stadig mer interessert i matematikkfaget, og han lånte en rekke bøker ved universitetsbiblioteket. Her ble han blant annet kjent med arbeidene til den tyske matematikeren Julius Plücker. Plücker hadde innført en ny form for analytisk geometri, som Lie viste særlig interesse for. Lie var så opptatt av teoriene til Plücker at han senere sa at han følte seg som Plückers elev, selv om de to aldri møttes. Etter hvert begynte Lie å produsere matematiske avhandlinger, og den første avhandlingen ble publisert da han var 26 år. Senere ble avhandlingen også publisert i Crelles Journal, hvor Niels Henrik Abel publiserte de fleste av sine arbeider. Utenlandsreisen Det matematiske miljøet i Norge var svært begrenset på den tiden, og for å treffe fagfeller som kunne stimulere til videre arbeid måtte Lie reise ut i Europa. I 1869 startet Lie sin utenlandsreise. Han reiste først til Prøysen, hvor han besøkte de matematiske miljøene i Göttingen og Berlin. I Berlin møtte han store matematikere som Leopold Kronecker, Karl Weierstrass og ikke minst Felix Klein. Klein hadde vært student av Plücker, og de to fant raskt tonen faglig. Personlig var de ganske forskjellige. Under oppholdet i Berlin utviklet Lie stadig større tillit til sine egne matematiske evner, og han fikk både ros og oppmuntring fra flere av de tyske matematikerne. Året etter reiste Klein og Lie sammen til Paris, og under oppholdet i den franske hovedstaden fikk Lie forståelsen for hvor viktig gruppeteorien var for studiet av geometri. Her begynte han å utvikle ideer som senere kom til uttrykk i arbeidene om såkalte transformasjonsgrupper. Disse nye ideene diskuterte han mye med Felix Klein, og de to publiserte etter hvert flere artikler sammen. Etter hvert brøt det ut krig mellom Tyskland og Frankrike, og Lie reiste tilbake til Christiania. Tilbake i Christiania Da Lie kom tilbake fra utenlandsreisen ble han assistent ved universitetet. Han underviste også på Nissens skole, hvor han selv hadde vært elev. I 1872 fikk han sin doktorgrad med en avhandling om geometriske transformasjonsgrupper. Sophus Lie ble snart en anerkjent matematiker også her hjemme, og han fikk et professorat ved Det Kongelige Frederiks Universitet i Christiania, som han beholdt i 14 år. Etter at Lie var blitt professor i Christiania startet han på arbeidet med å få gitt ut de samlede verkene til Niels Henrik Abel. Dette arbeidet gjorde han sammen med Ludwig Sylow. I 1874 giftet han seg i Risør med risørjenta Anna Sophie Birch. Birch var kusinen til Ernst Motzfeldt, og på morssiden var hun i slekt med Niels Henrik Abel. Morfaren til Anna var Abels onkel. Professor i Leipzig I 1885 takket han ja til et professorat i Leipzig og flyttet dit. Her ble Lie møtt med et stort arbeidspress, og etter hvert begynte han å lengte hjem. Arbeidspresset ble så stort at han på et tidspunkt hadde et lengre opphold på nerveklinikk. Likevel bestemte han seg for å bli i byen med familien. Han og kona, Anna Sophie Birch, fikk etter hvert tre barn. Mens han var i Leipzig, bidro Lie sterkt til å gjenopprette forholdet mellom de matematiske miljøene i Tyskland og Frankrike. Dette forholdet hadde vært svært dårlig etter krigen i 1870. Lie ble også valgt inn som medlem av Det franske vitenskapsakademiet i 1892. I 1895 ble Lie valgt inn som fellow i Royal Society i London og som foreign associate i National Academy of Sciences i USA. De siste årene I 1898 reiste Lie tilbake til hjemlandet, alvorlig syk med pernisiøs anemi. Han tok opp forelesningene ved Universitetet i Kristiania, men dette orket han bare i noen få måneder. Han ble stadig dårligere, og døde året etter. Referanser Litteratur Eksterne lenker T. Lindstrøm, Marius Sophus Lie, biografi på matematikk.org Stubhaug om Lie og Abel O'Connor, John J., and Edmund F. Robertson. "Sophus Lie". MacTutor History of Mathematics archive. Norske matematikere Norske matematikkprofessorer Medlemmer av Royal Society Medlemmer av Det Kongelige Danske Videnskabernes Selskab Medlemmer av Det franske vitenskapsakademiet Personer begravet på Vår Frelsers gravlund Personer fra Eid kommune


text: Shaman omdirigerer hit. For det finske folk metal-bandet som tidligere het Shaman, se Korpiklaani. Sjamanisme er en praksis som involverer å endre bevissthetstilstander for å oppnå kontakt med åndeverden og være et bindeledd med å kommunisere og kanalisere ut energi eller beskjeder til den fysiske verden. De som praktiserer sjamanisme omtales som sjamaner. Sjamanisme er en særpreget teknikk for å oppnå ekstase eller transe. Sjamanen opptrer som et bindeledd mellom menneskene i sin kultur og åndene, inkludert forfedrenes ånder. Bindeleddet blir konkretisert gjennom sjamanens redskaper og symboler.Kavenská V1, Simonová H1. pubMED: Ayahuasca Tourism: Participants in Shamanic Rituals and their Personality Styles, Motivation, Benefits and Risks. 29. oktober 2015 «Sjamanens tre» er et symbol som går igjen i flere kulturer. Treet blir sett på som et vesen med røttene i underverden. Stammen i midten er der menneskene holder til, og toppen er den som strekker seg til verden over."For the shaman, the universe is divided into three worlds: the underworld, the middle world, and the upper world. These three worlds are known in various cultures as the Cosmic Tree." Reikishamanichealing. Sjamanisme 101. Besøkt 3. mai 2020 Selv om årsak til en sykdom ligger i det åndelige riket, brukes åndelige og fysiske metoder for å få vekk blokkeringen som gjør individet syk. Som regel reiser en sjaman til åndeverden for å bli konfrontert med det som trenges å gjøres frisk i en person sin sjel. Mange sjamaner har kunnskap om medisinske planter og urter som finnes der de bor. På flere steder lærer sjamaner hvilken helbredende effekt en plante har og hvordan utnytte dens egenskaper. I det peruanske miljøet bruker sjamaner noe som kalles for icaros for å fremkalle ånder. Bruk av totemiske gjenstander som steiner med spesielle krefter er vanlig og kan være til god hjelp. Platon skrev i verket Phaedrus at de første profetene var ordene til en eik. Han skrev at de som levde på den tiden synes det var givende nok å høre på en eik eller stein, så fremst de fortalte sannheten. Vanligvis kategoriseres sjamanisme som naturreligion sammen med paganisme, det til forskjell fra semittiske religioner (kristendom, jødedom og islam) og østlige (buddhisme, hinduisme). Sjamanisme beskrives som en måte å utforske virkeligheten på, en rituell uttrykksform og kan ha vært menneskets eldste åndelig praksis. Sjamanisme har vært praktisert i tusenvis av år og arkeologer har funnet spor sjamanistisk virksomhet mer enn 30 000 år tilbake, det vil si tilbake til steinalderen. Sjamanisme har vært praktisert fra Grønland til Afrika, Asia, Amerika, Australia og det førkristne Europa. Sjamanistiske tradisjoner har også gitt inspirasjon til nyreligiøse retninger hvor tilhengerne anser seg selv som tradisjonsbærere av urfolks opprinnelige religion. Definisjon og etymologi Religionshistorikeren Mircea Eliade har uttrykt sjamanismens kjerne: «En sjaman er et menneske som, sammen med sin åndehjelper, drar på en sjelereise til en annen verden (åndeverdenen), for å bringe hjelp og/eller kraft med tilbake til denne verden, til gagn for alle/samfunnet.» Siden slike verdener ikke er allment erkjent, er det også andre måter å forklare sjamanismen på gjennom ulike tolkninger av de ytre manifestasjonene. Sjamanens reise går enten til oververdenen, til underverdenen eller til åndeverdenen i midten. I flere kulturer, inkludert den norrøne, er dette knyttet til fortellingen om verdenstreet. Sjamanismens kjerne er ikledd forskjellige kulturers skikker, sanger, mytologi osv. Sjamanen har ulike teknikker og verktøy tilgjengelig. I samisk kultur heter sjamanen «noaide». I norrøn sammenheng er det seiden og volvene som representerer den lokale formen for sjamanisme. Begrepet sjamanisme skriver seg fra Sibir der det ble studert tidlig. En sjaman betyr «en som ser» og skriver seg fra det sibirske tungusiske språk (sáman) og betød opprinnelig en lege eller trollmann. Sjamanisme brukes om lignende praksis hos for eksempel samiske noaider (sjamaner) eller indianske medisinmenn. På samisk omtales sjamanisme som noaidevuohta og noaide har blitt oversatt som «trollmann, troll, heks». Ordet «sjaman» kommer fra tungusisk/evensk šamán, der det kan bety «den som vet/den som har kunnskap». Det ble innført i vestlige språk gjennom selvbiografien til russeren Avvakum (1673). Den videre opprinnelsen er omstridt, men stammer kanskje fra det kinesiske 沙门 sha men «buddhistmunk» fra prakritisk samaya-, fra sanskrit sramana-s «buddhistisk asket». Det er også foreslått et lån fra pali, śamana, og endelig fra sanskrit śramana «asketisk», fra śramati «han svimler». Sjamanens funksjon Det er mange varianter av sjamaner over hele verden. Disse funksjonene har noen felles underliggende konsepter: Konseptet om sjelen og konseptet om ånder. En sjaman kan betjene flere funksjoner i et samfunn, som:Samisk healing – godt for kropp og sjel 04.06.2015. Utrop.no. kommunisere med åndeverden forebygge sykdom helbrede tolke drømmer fungere som psykopomp, dvs. veilede den avdødes sjel eller motsatt å hjelpe en nyfødt sjel inn i verden harmonisere menneskets forhold til natur og gude-/åndeverdenen lede seremonier lede ofringer utføre spådom eller/og noen ganger forutsi fremtidige hendelser bære tradisjonen videre ved å for eksempel memorere lange sanger eller fortellinger En sjaman får kunnskap ved å reise mellom dimensjoner for så å opptre som en ambassadør mellom den fysiske verden og åndeverden. Vanligvis kan det brukes hjelpemidler til å kommunisere med ånder, forfedre, elementene eller andre energier, enheter og intelligensformer som er til tjeneste for en helse og velvære som gagner alle. Sjamaner bruker åndelige verktøy for å få tilgang til visse åpninger som gir dem mulighet til å kommunisere og skape et forhold med andre intelligensformer. Sjels og åndskonsept Se også: Sjelsdualisme Ånder Ånder er usynlig, men noe sjamaner kan eller enten se, høre, føle eller sense. Ånder blir sett på som levende personer som tidligere kan ha vært i en menneske- eller dyrekropp. Noen dyr som fortsatt lever, kan fremdeles bli sett på som ånder (hvilket som oftest er ørn, slange, jaguar og rotte). En tro som er knyttet til ånder kan gi forklaring til flere fenomener. Historiefortelling eller å opptre som en sanger kan forstås bedre hvis hele trossystemet blir undersøkt. En person som memoriserer lange tekster, sanger eller kan spille et instrument kan sees på som en som får kontakt med åndene (som khanty-folket). Totemdyr Sjamaner har tro på at alle har totemdyr med seg som kan hjelpe gjennom livet og ved sykdom. Dyret kan opptre som en åndelig veileder hvor hvert dyr har ulike egenskaper alt ettersom hva individet trenger til de ulike periodene. I noen vestlige samfunn er det ikke gitt lærdom i å verdsette dyrenens egenskaper og hvilke hjelp dyrene kan gi. Ved å sette pris på totemdyrene dine gir du beskjed til dem at den hjelp de gir deg, er satt pris på. Ved å hedre skaper du og en tettere forbindelse med dyrene som kan komme til nytte i senere kriser. Å hedre dem trenger ikke være avansert, men kan være så enkelt som å si takk eller å ha et objekt eller bilde som representerer dem. Sjamanisme setter pris på livet og all visdommen som finnes rundt oss. Infertilitet hos kvinner Dette problemet antas å bli kurert ved at sjelen skaffer seg det forventede barnet. Helbredelse En sjamanistisk helbredelseseremoni er en teknikk som omfattes av flere verktøy. Det innebærer helbredelse både på det fysiske, mentale, emosjonelle og spirituelle nivået av sjelen. Sjamanistisk helbredelse er ikke en kur ene og alene, men mer som en kraftig helbredningskatalysator av en sykdom. Når en sjaman gjennomfører en sjamanistisk helbredelseseremoni kobler de seg til åndeverden på vegne av en klient for så å bringe innflytelsen av dem til klientens sjel. Det er gjennom denne prosessen at all energi som er skadelig forsvinner og det er også her en manglende energi som en klient ikke har, returneres tilbake. Helbredelseprosessen skaper en balanse i klientens kropp for at klienten lettere skal bli frisk. Helbredelsen kan manifestere seg på flere måten. En klient som er syk kan begynne helbredning når kroppen har gjennopprettet en balanse. Klienten kan sense at de er roligere eller er mer mentalt klar. Klienten kan i prosessen få tilgang til følelser som tidligere har vært undertrykt eller ende opp med å se nye muligheter som tidligere ikke har vært til stede (ny lege, medisiner eller psykolog som plutselig kommer til syne). Måten helbredelse manifesterer seg på, er ikke viktig. Det som betyr noe er at helbredning er mulig når et individ er balansert. Sjamanistiske helbredningseremonier veksler mellom terapi og medisinsk behandling. En sjamanistisk helbredning er ikke erstatning for medisinsk eller psykologisk behandling. Med sjamanistiske helbredningsseremonier, medisin og psykologi kan de samarbeide med hverandre for å best mulig mestre å behandle syke individer. De som har vært gjennom et traume, enten mentalt eller fysisk kan ha fått en skade på en del av sjelen, hvilket gjør dem sårbar for sykdom, uflaks og depresjon. Det er disse menneskene som best har nytte av en sjamanistisk helbredning. En sjaman reiser til åndeverden enten med egen innsats eller ved å snakke med de åndelige veilederne/dyrene sine. Roller Mange sjamaner har drømmer eller visjoner som formidler budskap. Rollen til en sjaman kan gjelde å veilede en avdød sjel eller gruppe til deres rettmessige sted og hjelpe til med helbredning av sykdom og diverse plager. Plager kan være fysiske eller mentale (inkludert psykosomatiske) plager. I visse miljøer finnes det en rekke sjamaner som gjennomfører spesialiserte funksjoner. Hos Nanai-folket fungerer sjamanen som en psykopomp. Andre spesialiserte sjamaner skiller seg ut i forhold til hvilke type ånder eller åndeverden som sjamanen samarbeider med. Disse rollene varierer mellom sjamaner i ulike grupper som Nenets, Enets og Selkup. Utbredelse Sjamanisme er godt dokumentert i mange såkalt primitive religioner, men er ikke i seg selv noen religion, snarere et religiøst kompleks, som i ulike former har eksistert over store deler av verden til alle tider. I nyere tid har den overlevd i avsides deler av Nord-Amerika, Nord-Europa (hos samene frem til slutten av 1700-tallet), Nord- og Sentral-Asia, men den kjennes også fra flere store statsreligioner, slik som den kinesiske statsreligionen rundt år 500 f.Kr, som hadde røtter langt tilbake i tidligere dynastier. En av de eldste bevarte kildene som omtaler samisk sjamanisme er Historia Norvegiae, en latinsk tekst som trolig skriver seg fra slutten av 1100-tallet. Samisk sjamanisme er trolig beslektet med sjamanisme hos sibirske folkegrupper. Etnologisk beskrivelse Etnologene fant ut at spirituell praksis i urbefolkninger over store deler av verden ofte var bygget rundt en kjerne av grunnelementer; transetilstander, kontakt med hjelpedyr eller hjelpeånder, og aktiv samhandling med disse. De urgamle sjamanistiske teknikkene ble observert både i jeger- og sankersamfunn og i historiske overleveringer. Avhengig av hvor strengt betegnelsen blir avgrenset, har etnologer argumentert for at sjamanisme er spesielt for tungusernes kultur, at sjamanisme er spesielt for urfolkene i Sibir basert på fellestrekk ved ritualer, eller at sjamanismen er felles for alle urfolk gjennom en lignende naturforståelse. I tillegg har betegnelsen fått moderne anvendelse i det som kalles «nysjamanisme». Økologisk aspekt Blant Tucano-folket finnes det et system for forvaltning av miljøressurser for å unngå ressursuttømming gjennom for mye jakt på dyr. Systemet er konseptualisert mytologisk og symbolsk at brudd på jaktbegrensingene kan føre til sykdom. Sjamanen kan i et økologisk aspekt ha en lederrolle og aktivt sørge for å begrense utførelsene av jakt og fiske for å sørge for å opprettholde mangfoldet av arter i samfunnet som gjør næringskjeden overlever. Økonomi Sjamaner lever som alle andre. På grunn av populariteten til ayahuasca-turismen i Sør-Amerika, er det utøvere i områder som besøkes av backpackere som tjener penger på å lede seremonier. Moderne sjamanisme Det finnes fortsatt sjamaner i dag som overleverer sin tradisjon fra generasjon til generasjon, men de fleste moderne sjamaner, nysjamaner, får sin viten gjennom oppblomstringen sjamanisme har hatt i vestlige samfunn (New age). Denne formen for sjamanisme henter teknikkene sine fra flere ulike kulturer, men primært får sjamanen visdom og sin praksis gjennom kontakt med gude-/åndeverdenen. Som disse legger også den moderne sjaman stor vekt på personlige erfaringer og opplevelser. Sjamanen blir sjaman gjennom trening eller et kall. Sjamaner går vanligvis gjennom en individuell innvielsesopplevelse. Den kan foregå frivillig, ved hjelp av ulike teknikker som faste, isolasjon eller inntak av hallusinogene planter. Det kan også foregå ufrivillig, for eksempel ved alvorlig sykdom hvor man kan oppleve en konfrontasjon med døden. Sjamaner kan arbeide i grupper, men først og fremst er dette en individuell vei som vandres alene. Du trenger ikke å være født inni en sjamanisk familie for å bli sjaman. En sjaman velges av åndeverden og har ingenting med gener og arv å gjøre. Sjamanisme er nært knyttet til naturens mysterier, og den individuelle sjaman søker fortrinnsvis sine visjoner i naturen. Sjamanen arbeider i en endret bevissthetstilstand. Ved hjelp av dans, tromming, kraftsanger, faste og lignende oppnår sjamanen en transetilstand som gjør det mulig å foreta sjelereiser til andre verdener. Med erfaring danner sjamanen seg et bilde av landskapet i de ulike verdenene, og kan navigere etter dette kartet når han/hun reiser for å søke kunnskap. Man snakker ofte om tre ulike verdener: over-, mellom- og underverden. Oververdenen er gudenes domene, og kjennetegnes av å være lys, luftig, eterisk og vidstrakt. Mellomverdenen er vår verden, og i underverdenen finner vi gjerne dødsriket og ulike ånder og krefter. Det sjamanistiske verdensbildet er holistisk, og man opererer med en syklisk tidsforståelse. De fire elementkreftene spiller ofte en viktig rolle. Også i sjamanisme oppfattes Jorden og naturen som hellig; «Jorden er vår Mor». Sjamanismen bygger på en nær kommunikasjon med gude-/åndeverdenen. For eksempel finner sjamanen som oftest sine skytsånder i underverdenen. Skytsåndene er sjamanens hjelpeånder. De fungerer som veiledere, lærere og beskyttere, og de gir sjamanen kraft. Ofte opptrer disse åndene i dyreskikkelse, derav navnet kraftdyr eller totemdyr. I Norge ble Sjamanistisk Forbund registrert som livssynssamfunn i 2009. Praksis På generell basis krysser sjamaner en akse kalt mundi for så å reise til åndeverden for å utføre en bevissthetsovergang, være i en ekstatisk transe eller ved å bruke enteogener eller rituelle forestillinger. Metodene som brukes er forskjellige og brukes ofte med hverandre. Enteogen En enteogen er et psykoaktivt stoff som brukes i en religiøs, åndelig eller sjamanistisk kontekst. Enteogener har vært brukt til ritualiserte kontekster i tusenvis av år. Den religiøse betydningen er godt etablert i antropologiske og moderne bevis, hvilket kan inkludere: peyote, soppene psilocybin og Amanita muscaria, uherdet tobakk, cannabis, ayahuasca, Salvia divinorum, iboga og Ipomoea tricolor. Noen sjamaner observerer kostholdssmessige eller spesifikke restriksjoner som er spesielt i deres tradisjon. Disse formene for begrensinger er mer enn bare kulturell. Som et eksempel kan en spesifikt diett tilegnes av sjamaner og lærlinger før de deltar i en ayahuasca-seremoni som inkluderer mat som er rik på tryptofan (en biosynetisk forløper av serotonin, og ikke minst det å unngå mat som er rik på tyramin, hvilket kan føre til en hypertensiv krise hvis de blir inntatt med MAOIS som finnes i ayahahuasca og kan gi avholdenhet til alkohol eller sex. Enteogen har tidligere historie med kmodifikasjon, spesielt angående spirituell turisme. Land som Brasil og Peru har ofte møtt tilstrømning av turister helt siden den psykdeliske tiden begynte på slutten av 1960-tallet. Dette er kalt for "ayahuasca-turisme". Musikk og sang Akkurat som sjamanismen i seg selv, er musikk og sang relatertbart i opptil flere mangfoldige kulturer. I mange tilfeller er musikk som er relatert til sjamanisme ment å imitere naturlyder via onomatopoeia. Andre former Ekstatisk dans Icaros / medisinsang Vigils Fasting Svettehytte Visjoner Yachay Gjenstander som kan brukes Noen sjamaner kan bruke ulike materialer i sin praksis basert på hvilken kultur de er i. Sjamantromme - Trommer brukes av mange sjamaner. Å slå på en tromme gjør at sjamanen klarer å endre bevissthetstilstanden til å komme i en transelignende tilstand der de utfører en sjamanistisk reise mellom den fysiske- og den åndelige verden på vegne av et individ. Dette gjør at de lettere ser hva som ligger bak den fysiske manifestasjonen av individets sykdom siden sjamanen vet at alle fysiske plager er resultat av forstyrrelser i LEF (lysende energifeltet). Trommen brukes til å bryte opp og spre energien i og rundt om kroppen. Sjaman-trommer konstrueres vanligvis av dyrehud som er strukket og bøyd over en trebøyle. Kniv - Et annet verktøy er en sjamanistisk kniv som kan brukes til å kutte sterke energibånd som gjør at klientens vitalitet fort uttømmes. Å fjerne disse energibåndene kan gi lettelse for klienten med fysiske smerter. Den sjamanistiske kniven brukes kun til dette formålet og må holdes avskilt fra matlaging eller som utstyr til camping. Kvarts krystall - En dobbelterminert klar kvartskrystall er et annet sjamanistisk verktøy som kan brukes. Denne krystallen kan være minst like viktig som det et stetoskop er for legen. Krystallen brukes til å holde på en energi når den er fjernet fra den fysiske eller lysende kroppen. Krystallen kan også bære energier som finnes i klientens "underverden" som er et sted der ubevisst informasjon finnes om livet vårt. Krystallen bærer på energien trygt til de kan leveres tilbake til jorda. Sjamanen bruker som regel sin egen pust for å animere de fysiske gjenstandene for helbredelse. Pusten, inkudert vann, kan brukes til å åpne opp et rom for å flytte energien og tømme rommet. Pusten er livets essens, som gir tilknytning til ånden. Det aller viktigste verktøyet som brukes av alle sjamaner, er forbindelsen til ånden og evnen til å se hele menneskeheten i en helbrede og sunn tilstand. Kjente sjamaner Durek Verrett Ailo Gaup Eirik Myrhaug Anders Paulsen Anne Bjørkedal Gro-Helen Tørum Se også Angakkoq Referanser Litteratur (original Le chamanisme et les techniques archaïques de l'extase 1951) Ronald Grambo: «Traces of Shamanism in Norwegian Folktales and Popular Ballads. Religious Beliefs Transmuted into Narrative Motifs» (s. 20-46). Fabula 16''. Band Heft 1/2. Berlin 1975. Eksterne lenker Forskning.no: Samisk selger bedre, om nysjamanisme 09. juni 2010 Sjamanen Ailo Gaups nettsider Alternativt Nettverks kontaktside Samisk religion


text: Steinkjer (sørsamisk: Stïentje) er en kommune i Trøndelag. Kommunen ligger innerst i Trondheimsfjorden og grenser i nord mot Namsos og Overhalla, i nordøst og øst mot Snåsa, i sør mot Verdal, og i vest mot Indre Fosen, Åfjord og Inderøy. Kommunesenteret Steinkjer er fylkets tredje største tettsted og er administrasjonssted for Trøndelag fylkeskommune. Navn og etymologi Navnet Steinkjer kommer av norrønt stein-ker, som betyr demning eller brokar av stein, men som også var brukt om oppdemming for fangst av fisk, for eksempel laks. Ogna, Byaelva og Figga, som renner ut her, har alltid vært gode lakseelver. Fram til 1925 ble navnet skrevet «Stenkjær». Historie Steinkjer med småplassene Mære og Egge har vært et historisk maktsentrum i norrøn tid og tidlig middelalder. Flere betydningsfulle arkeologiske funn er gjort i området. Bardalfeltet i Sør-Beitstad er en av Nord-Trøndelags største samlinger av helleristninger. Skeifeltet sør for Steinkjer er Nord-Trøndelags største gravfelt med hele 113 gravhauger. Der fins det også kokegroper, bautasteiner og et ringformet husanlegg med åtte hustufter. Snorre Sturlason forteller i Heimskringla at ladejarlene Svein Håkonsson og Eirik Håkonsson hadde hovedsetet sitt i Steinkjer og feiret jul der før de rømte landet i 1016. Høvdingesetet Egge på moreneryggen nord for Steinkjer er nevnt flere ganger i sagaene. Trond Haka, Olve på Egge og Kalv Arnesson bodde der. Kalv deltok i bondehæren som drepte Olav den hellige i slaget på Stiklestad i 1030. På Egge er det gjort rike gravfunn fra en periode som strekker seg om lag fra år 200 til 1100. Steinkjersannan var ekserserplass og militærleir i om lag 300 år, fra 1600-tallet til 2002. Stedet fikk ladestedsrettigheter 7. mai 1857 og ble by. Betegnelsen «Bygdenes by» gjenspeiler de rike og aktive bygdene omkring som gjorde det mulig å utvikle stedet da jektefarten tok seg opp på slutten av 1800-tallet. Det oppstod en betydelig handelsvirksomhet basert på trelast og jordbruksprodukter. Steinkjer ble egen kommune 23. januar 1858. Kommunen ble den gangen skilt ut fra Stod og Sparbu kommuner og hadde ved opprettelsen 1150 innbyggere. I 1964 ekspanderte kommunen da bygdene Beitstad, Sparbu, Ogndal, Egge, Stod, Kvam og Steinkjer ble det nye Steinkjer kommune med til sammen 19 582 innbyggere. Bygdene danner også i dag det økonomiske grunnlaget for byen og gjør at Steinkjer er en av landets største jord- og skogbrukskommuner med mange store bruk og særlig stor produksjon av korn og melk. I oktober 1998 fikk Steinkjer formell omstillingsstatus av Kommunal- og regionaldepartementet på bakgrunn av en rapport som viste at kommunen ville miste over 600 arbeidsplasser innen 2010 uten spesielle tiltak. Det førte til at man i noen år satset på Steinkjer som «IT-byen». Den 1. januar 2020 ble nabokommunen Verran slått sammen med Steinkjer. Det ble samtidig foretatt en grensejustering slik at grenda Verrabotn ble lagt til Indre Fosen kommune. Geografi Terrenget rundt Steinkjer er preget av at store ismasser slipte til berggrunnen for titusener av år siden. Selve bergstrukturen ble derimot formet da Amerika og Europa kolliderte for flere hundre millioner år siden. Byen Steinkjer var administrativt sentrum i Nord-Trøndelag og er sete for fylkeskommunen og statsforvalteren i Trøndelag. Sentrum ligger 120 km nordøst for Trondheim. Kommunen består av kommunesenteret samt bygdene Beitstad, Egge, Kvam, Ogndal, Sparbu, Henning, Stod, Malm og Follafoss. Det høyeste punktet i Steinkjer er Brannheiklumpen, 818 meter over havet. I umiddelbar nærhet rett utenfor kommunen ligger det høyeste fjellet som er synlig fra Steinkjer, Skjækerhatten, 1139 meter over havet, som ligger i enden av den lange østgående dalen Ogndalen. Mot nord ligger det flere innsjøer: Reinsvatnet, Fossemvatnet og Snåsavatnet. I vest ligger Beitstadfjorden. Fjellene på Fosenhalvøya, spesielt Follaheia, er godt synlig fra Steinkjer. Norges geografiske midtpunkt ligger i Ogndal, rundt fire mil øst for Steinkjer sentrum. Elver, fjorder, fjell og vann Fossemvatnet Gilten Mokkavatnet Reinsvatnet Skjækervatnet Lustadvatnet Snåsavatnet Leksdalsvatnet Steinkjerelva Figga Byaelva Ogna Klima Steinkjer har til tross for sin nordlige beliggenhet, et stabilt klima som tillater jordbruk. Avstanden til kysten gjør at Steinkjer har et typisk innlandsklima med varm sommer og kald vinter. Meteorologiske data antyder en vinter fra slutten av oktober til begynnelsen av april. Laveste temperatur registrert hittil er på –25,4 oC 6. januar 2010 (Yr.no). Det kan også være varmt i Steinkjer sammenlignet med resten av landet. På grunn av den nordlige beliggenheten har Steinkjer mye sol om sommeren og er samtidig langt nok sør til å ha nådd opp på den nasjonale temperaturtoppen flere ganger. Høyeste offisielle registrerte temperatur hittil er på 32,9 oC 16. juli 2018 (Yr.no). (Her kan det nevnes at ifølge modelldata er høyeste uoffisielle måling på 34,4 oC 26. juli 2019.) Sommeren 2008 var det bare Saltdal i Nordland som hadde den varmeste middeltemperaturen for sommersesongen. Steinkjer var den byen i Norge med høyest gjennomsnittstemperatur, noe overraskende grunnet den nordlige beliggenheten. I tillegg påvirkes temperaturen av den lokale geografien og plasseringen av Steinkjer innerst i Trondheimsfjorden. Klimatiske data presenteres nedenfor. Merk at maksimum og minimum snittemperatur er utarbeidet med faktiske data, men også modelldata fra flere perioder innenfor tidsrommet 1991-2020 der data mangler. Middeltemperatur er sammen med nedbør faktiske data. Normal årsnedbør på grunnlag av tallene for perioden 1991–2020 er 879.6 mm nedbør. Det er mest nedbør utover høst og tidlig vinter. Samfunn Demografi Steinkjer er Trøndelags tredje mest folkerike kommune, etter at Stjørdal gikk forbi Steinkjer i antall innbyggere i kommunen 20. november 2008. Steinkjer er også fylkets tredje største tettsted med innbyggere per 1. januar . Samferdsel Steinkjer ligger langs E6 og Nordlandsbanen går gjennom Steinkjer, med Steinkjer stasjon sentralt i byen. Steinkjer er kjent for sine rundkjøringer på E6. Utdanning Steinkjer har to videregående skoler: Steinkjer og Mære. Steinkjer videregående skole ligger på Guldbergaunet en km øst for sentrum. Skolen mottok den nasjonale realfagprisen for 2004. Deres slagord er «mangfold og mening». Tidligere Egge videregående skole er sammenslått med Steinkjer videregående skole. Mære landbruksskole ligger ved Mære kirke på Mære. Skolen tilbyr naturbruk og er sammen med Olav Duun videregående skole i Namsos den første skolen i landet som tilbyr faglinja «entrepenørskap og bedriftsutvikling» for elever med gode bedriftsideer, eller drømmer om å skape eller utvikle en bedrift. Nord universitet har campus i Steinkjer med studietilbud innen husdyrfag, utmarksforvaltning, økonomi og mediefag. Politikk Kommunestyrevalget 2015 Øystein Geving Bjørnes (H) ble valgt som varaordfører i Steinkjer etter vedtak fra kommunestyret 21.06.2017, etter at Ida Bruheim Derås (H) trakk seg grunnet sykdom Kommunestyrevalget 2019 Næringsliv Næringslivet er preget av foredling av skogbruks- og jordbruksprodukter. Et eksempel på en stor bedrift i Steinkjer er InnTre AS. Trelastbedriften er en stor arbeidsplass i Steinkjer, og bedriften beslaglegger også store deler av arealet i Steinkjer. InnTre AS er derfor en meget synlig bedrift i bybildet. Mange andre bedrifter i Steinkjer er også innenfor trevareindustrien, Skanska Norge AS Husfabrikken produserer blant annet moduler i tre som benyttes i bygging av nye boliger. I Steinkjer er det tilgang til jernbane og til havgående trafikk gjennom Trondheimsfjorden og havna i Steinkjer. I byen finner man også bedriften Steinkjer Kornsilo, som tar imot korn fra landbruket. På grunn av stor landbruksaktivitet i nærområdene, er det også kjøttproduksjon og kjøttforedling i Steinkjer, for eksempel Nortura Steinkjer. Høsten 2019 flyttet 38 bedrifter og virksomheter inn på nybygde Innocamp i sentrum av Steinkjer. Bygget til 500 millioner kroner huser også Nord universitet. I dag er det særlig foredling av råvarer, handel, utdanning samt bygg og anlegg som utgjør betydelige sektorer i næringslivet i Steinkjer. Innenfor sektorene transport og maskinentreprise har det også oppstått flere bedrifter. Tilgang til både E6, jernbane og havn gir Steinkjer, i egenskap av innlandsby, en rolle som kommunikasjonssentrum og logistisk midtpunkt for store deler av Nord-Trøndelag. Byen er da også administrativt sentrum for Nord-Trøndelag, en rolle som gir Steinkjer flere hundre arbeidsplasser innenfor offentlig sektor på fylkesplan og statlig nivå. Kultur Ord og våpen Kommunevåpenet er Verrans tidligere kommunevåpen. Det er i blått en sølv båt med råseil og toppseil. Det tidligere kommunevåpenet (1957–2020) var på blå bunn en sølvstjerne med seks odder. Dette var det samme motivet som skjoldet til Olav den hellige og er tegnet av Hallvard Trætteberg. Det ble tatt i bruk i 1957 og fornyet i 1964. Motivet ble i utgangspunktet valgt fordi byen er møtested for seks veier. Etter kommunesammenslåingen i 1964 fikk motivet ny betydning i og med at kommunen da ble slått sammen med seks omkringliggende tidligere kommuner. Tusenårssted Kommunens tusenårssted er Steinkjer torg. Severdigheter Norges geografiske midtpunkt Mære kirke er en middelaldersteinkirke bygget mellom 1150 og 1200 i bygda Mære Bølareinen ved Snåsavatnet – naturalistisk veideristning av rein Bardalfeltet i Sør-Beitstad – helleristninger Skeifeltet sør for Steinkjer – gravfelt med 113 gravhauger Egge museum Adirondack-stolen på Oftenåsen – 4,75 meter høy og veier 2,5 tonn. Montert 24. juli 2013 Gjenreisningsbyer – Steinkjer er en av flere norske gjenreisingsbyer som ble helt eller delvis ødelagt under andre verdenskrig Egge gård. Høyt oppe ved Eggevammen ligger Eggetunet som var sete for noen av vikingtidas store høvdinger. Kjente steinkjerbygger Kjente personer med tilknytning til Steinkjer: Fredrikke Marie Qvam (1843–1938), grunnlegger av Norske Kvinners Sanitetsforening Ola Five (1846–1930), skyttervesenets far Otto Sverdrup (1854–1930), polfarer Kristofer Uppdal (1878–1961), forfatter Ivar Asbjørn Følling (1888–1973), lege, oppdaget Føllings sykdom Arne Paasche Aasen (1901–1978), forfatter og lyriker Hilmar Alexandersen (1903–1993), felespiller og komponist Jakob Weidemann (1923-2001), billedkunstner Torgeir Brandtzæg (1941–), skihopper Walter Qvam (1953–), næringslivsleder Olaug Svarva (1957–), næringslivsleder Mona Juul (1959–), ambassadør Terje Langli (1965–), langrennsløper Victor Sotberg (1991–), underholder, programleder i NRK super og NRKs ungdomssatsing Flippklipp på Youtube. Referanser Eksterne lenker Steinkjer turistkontor Steinkjerleksikonet Historisk turtips i Steinkjer


text: Spydeberg er en bygd og tidligere kommune i landskapet Østfold i Viken fylke på Østlandet i Norge. Den ble opprettet 1. januar 1838 og i 2020 slått sammen med Askim, Eidsberg, Trøgstad og Hobøl kommuner til nye Indre Østfold kommune. Kommunen grenset i vest mot Hobøl, i nord mot Enebakk, i nordøst mot Trøgstad, i øst mot Askim, og i sør mot Skiptvet og Våler. Spydeberg ligger ca. 50 kilometer sørøst for Oslo, og er en lang og smal bygd langs Glommas vestre bredd med et areal på 142 km2 og med drøyt innbyggere per 2019. Etter at hovedveien (nå E18) og jernbanen (Østfoldbanen Østre Linje åpnet i 1882) ble anlagt tvers gjennom kommunen, har stasjonsbyen etter hvert utviklet seg til et lokalt lite handelssentrum. Her finner man differensierte vare- og tjenestetilbud. Høyeste punkt på Spydeberg er Spydeberg varde, 258 moh. Spydeberg er utnevnt som et trygt lokalsamfunn, og er med i det internasjonale WHO-nettverkene Safe Community og Norsk Nettverk av Helse og Miljøkommuner, og i Folkehelseprogrammet i Østfold fylke (eller Viken fylke fra 1. januar 2020). Tilflyttingskommune Kommunen må karakteriseres som en tilflyttingskommune i Oslo-regionen. Dette tilskrives gode kommunikasjoner med bl.a. buss og jernbane. Avstanden inn til Oslo sentrum er ca. 45 km. Gode oppvekstvilkår gjør at mange barnefamilier etablerer seg her. Kommunen er en den største vekstkommunen i Indre Østfold og i tillegg en av de største vekstkommunene i Østfold i forhold til prosentvis befolkningsøkning. Flere nye boligområder (Lundvest, Vollene, Løvstad søndre og Vestlia) er under etablering nær sentrum. Næringsliv Spydeberg har knyttet til seg en rekke industribedrifter til de sentrale områdene mellom Spydeberg sentrum og Knapstad. I kommunen finner vi også et aktivt landbruk og mange små og mellomstore bedrifter. Likevel pendler omtrent 70 % av arbeidstakerne her ut av bygda. Spydeberg ligger meget gunstig til i forhold til Osloregionen med henblikk på framtidig næringsutvikling. Bo- og næringsområder ligger klare til å møte framtidige utfordringer. Kommunen definerer seg som en miljøkommune, hvilket krever et lokalt engasjement for å skape et trygt, aktivt og rikt liv for både unge og gamle. Spydeberg er og har vært en aktiv folkehelsekommune. I dette ligger en positiv ressurs for framtiden. Geografi og klima Politikk Kommunestyrevalget 2015 Lokale partier på Internett Spydeberg Arbeiderparti Spydeberg FrP Spydeberg Høyre Spydeberg KrF Spydeberg Senterparti Hobøl og Spydeberg Miljøpartiet De Grønne Spydeberg SV Spydeberg Venstre Kultur Allaktivitetshuset Fjellheim rommer håndballbaner, en større skole- og kulturdel og innbyggertorg. I 2019 ble Spydeberg Rock Festival arrangert for niende gang, men måtte utgå i 2020 på grunn av Covid-19. På Mariaholmen ligger det katolske konferansesenteret. Spydeberg var vertskap for Hyllifestivalen. Lokalveier Kommunen er delt inn som et kors med sentrum i senter, fra nord til sør går fylkesvei 122, og med fylkesvei 128 fra vest til øst. Den nye E18 går igjennom kommunen i nord, men noe sør for den gamle som nå går under navne fv. 128. E18 går fra Knapstad i øst til Glomma i vest, da planene for den nye veien ble lagt frem for kommunestyret var det i planen at det skulle etableres et toplankryss ved fv 122 under Spydeberg bru, med dette forslaget ble forkastet. Grunnen var rett og slett at kommunen ikke ønsket mer trafikk på fylkesveien ettersom den går igjennom to store boligområder (Vollene og Grååsen). Smålenene bru er en 4-felts motorveibru som ligger på E18 over Glomma ved Spydeberg i Østfold. Det er en skråkabelbru med ett kabelplan, og er den første av sitt slag i Norge. Brua er et landemerke i kommunen. Tusenårssted Kommunens tusenårssted er Nesparken, som er den tidligere husmannsplassen Nes under søndre Grini. Nesparken ble innviet nyttårsaften 1999. 17. mai 2000 ble et monument med et spyd avduket her. Jens Bøhler har laget dette etter en ide av sønnen Øystein. Selve motivet er en spydspiss likt det fra kommunevåpenet. Kjente spydeberginger Georg Fredrik Fasting (1903–1987) – arkitekt Rolf Trygve Busch (1920–2016) – ambassadør John Unnerud (1930–2004) – bilsportutøver Einar Lundeby (1931–2011) – professor i nordisk språkvitenskap ved UiO Tor-Aksel Busch (f. 1950) – riksadvokat Johan Thonerud (f. 1953) – vektløfter og sportskommentator Ingjerd Schou (f. 1955) – stortingsrepresentant (H), statsråd 2001–2004 Martin Hagfors (f. 1960) – musiker Henning Solberg (f. 1973) – bilsportutøver Petter Solberg (f. 1974) – bilsportutøver Stian Sørlie (f. 1982) – bilsportutøver Referanser Eksterne lenker Indre Østfold kommunes hjemmeside Spydeberg - tidligere kommune - Store norske leksikon Statistisk sentralbyrå Spydeberg kommune Bosetninger i Indre Østfold Spydeberg


text: Sol (fra norrønt sól, beslektet med det latinske sol) eller SOL kan referere til: Solen, stjernen i solsystemet vårt. Sol, vanlig betegnelse for det arkeologiske funnet Søgnekvinnen. En sol (kulturelt), opplevelsen av og ideer om solen på himmelen. Sol (prosjekt), et leseprosjekt for barn. En stjerne omkretset av planeter. Sollys, lysstrålingen fra solen. Sol (gud), en solgud. Sol (gudinne), en solgudinne. Sol (øl), et ølmerke. Sol (vaskepulver), et varemerke. Sol (musikk), femte tone i durskalaen. Sol (navn), et kvinnenavn. Solipsisme, sol ipsis Scandinavia Online, forkortet SOL, et norsk nettsted. Sola, geografisk plass i Stavanger, Rogaland.