10. Kosmologi Flashcards
Nævn hvilke metoder man kan bruge til at bestemme afstande og hastigheder af astronomiske objekter
- Radiobølger
- Parallaksemetoden
- Cephiemetoden
- Supernova 1-a
- Hubbles lov
Radiobølger
Radiobølger kan måle de nærmeste stjerne. Dette er grundet at tiden det tager for radiobølger at nå hen til den ønskede planet tager lige så lang tid at blive reflekteret tilbage.
Parallaksemetoden
Parallakse i sig selv er ændringen af et objekts tilsyneladende position, når det observeres to forskellige steder fra.
Parallaksemetoden er den metode, hvor man stiller sig to steder i forhold til et objekt, og måler den vinkel mellem linjerne til objektet for at bestemme afstanden. Afstanden beregnes ved hjælp af trigonometri. (afstand til stjerne = AE/sin(vinkel))
Jordbanens radius kaldes en astronomisk enhed (AE) og måler 149,6 mio km. Jordbanens radius kaldes også basislinjen i forbindelse med parallakse, da det er denne linje vi bruger til bergningen af afstanden.
Cephiemetoden
Stjerners lysstyrker variere. De blinker nemlig, og disse variationer (perioder) kan man måle, og derfra bestemme den absolutte lysstyrke altså stjernenes effekt.
- Den absolutte lysstyrke er den energi en stjerne udsender pr tid P=E/t. Den tilsyneladende lysstyrke er den lysstyrke der når jorden.
Man bruger afstandskvadratloven for at finde afstanden til en stjerne.Afstandskvadratloven beskriver den matematiske sammenhæng mellem strålingsintensitet og afstanden til en given strålingskilde
Dopplereffekten (i forhold til stjerner/galakser)
Dopplereffekt opstår i dette tilfælde, når en lyskilde (galakse) og jorden bevæger sig i forhold til hinanden.
Kosmologisk rødforskydning
Når et objekt, der udsender lys, er i bevægelse, ændres bølgelængden. (dopplereffekten)
jo længere væk, jo længere bliver bølgelængden, og dermed bliver lyset vi modtager på jorden, mere rødforskudt.
Ved brug af dopplerforskydning, samt hubbles lov, kan man udregne afstanden.
Hubbles lov
Hubbles lov fortæller at galakserne fjerne sig fra hinanden med en hastighed, der er proprtional med afstanden mellem dem:
v = H0 · r
Hubbles konstant fortæller os at hver gang vi kigger 1 Mly frem, bevæger galaksen sig 21(km/s)/Mly hurtigere væk fra os.
Bigbang (fortæl hvordan det opstod)
- I starten var der for varmt og komprimeret til andet end et plasma af stofpartikler og stråling kunne være til stede. Dette kaldes for ursuppen.
- Efter 1 sekundt starter dannelsen af nogle få grundstoffer: hydrogen (76%) og helium (24%). Disse skabes med fusion.
- Universet var ugennemsigtigt. Omkring 400.000 år efter bigbang begynder elektroner og protoner at gå samme til neutrale atomer. (nu kan fotoner exciteere elektroner) Grundet dopplereffekten er bølgelængderne strukket så den ikke længere absorberes og løsriver elektronerne.
- Ved temperaturer over 3000K ioniseres brint og det er deraf først efter 400.000 år at temperaturen er lav nok, til fotonernes energi var for lille til at ionisere brinten.
- I dag måler vi den udsendte stråling fra big bang som baggrundsstråling.
Universets udvidelse
Her bruges ballonmodellen.
Galakserne = mønter der tapes på siden.
Ballonen = universet
Når man puster i ballon øges afstanden mellem mønterne. Dette betyder at galakserne ikke selv bevæger sig, men afstanden øges i takt med universets udvidelse. Deraf kan rummet ses som elastisk. Hvis vi kigger fra en mønt (galakse) vil de andre fjerne sig fra denne med en fart der øges med afstanden. Da alle mønter kan opleve at de er i centrum, er der ikke noget centrum i universet.
Bestemmelse af universets alder
Hvis vi kigger på ballonmodellen/bigbangmodellen var alt engang 1 prik. Vi antager, at galakserne bevæger sig væk med konstant hastighed.
fart (v) = strækning (s) / tid (t)
Ud fra dette kan vi isolere tiden. Denne tid er universets alder
t = s/v
Ved begge galakser gælder at v= H0 · r (hubbles lov), og da vi har påstået at farten er konstant, indsætter vi ubbles lov ind i den generelle ligning for hastighed.
tunivers = r/(H0·r) da r går ud med r, har vi 1/H0 tilbage. Hubbles konstant har dog ændret sig gennem tiden, da udvidelsen af rummet ændre sig med tiden.
Dannelsen af grundstoffer
Dette sker ved fussion.
Stjerner omdanner de lette grundstoffer til tungere grundstoffer fx kulstof og jern. Dannelsen af helium skete på baggrund af fusion af hydrogen og deuterium. I stjernerne dannes grundstofferne op til og med jern.
Når stjernerne døede spredtes disse tunge grundstoffer ud i gasserne og blev optaget på ny, til der til sidst fandtes planeter.
Forklar billedet
Ud af x-aksen har vi massetallet (nukleontallet), og ud af y-aksen har vi masse pr nukleon.
Jern 52 har den højeste bindingsenergi, og det kan deraf ikke betale sig alave fusion til tungere stoffer, da dette ville koste energi for stjernen.
Hvordan er grundstoffer som er tungere end jern opstået
Grundstoffer tungere end jern dannes i stjernernes skaller ved neutronindfangning, samt når meget tunge stjerner eksploderer som supernovaer.
Forklar billedet + svar på opgaverne (a,b,c)
Generelt på billedet har vi en graf over hvilkegrundstoffer der optræder hyppigst i universet.
a. Det er hver anden grundstofer der er mere hyppigt, da grundstoffer tungere end C, dannes ved indfangning af en heliumkerne som har 2 protoner. Ved fusion dannes de lige grundstoffer nemmere end dem med ulige protontal.
b. Berylium er meget ustablit, og henfalder så hurtigt til 2 heliumkerner
c. Dette er grundet af jern har størst bindingsenergi. Der skal tilføres mere energi for at skabe en tungere atom, som ikke kan betale sig.
Universets fremtid
Universet er ikke under opbremsning, men accelerere. Denne acceleration skyldes hvad man kalder mørkt stof (optager og udsender ikke lys), det er i hvert fald den bedste teori man har indtil videre.
Der er også vist mørk energi mellem galakserne, som forudsager accelerationen. Alt i alt udgør det almindelige stof (atomer) kun 5%
