18. Az asztrofizika alapjai Flashcards

1
Q

ősrobbanás elmélet alapvető feltevései

Melyek az ősrobbanás elmélet alapvető feltevései? Milyen nem megoldott problémák vannak ezzel kapcsolatban?

A
  1. Kozmikus elemgyakoriság
  • probléma: csillagok + gázfelhők min. 20%-a He-ot tartalmaz, ami túl sok ahhoz, hogy mind a csillagokban jöjjön létre
  • megoldás: a forró univerzum első 3 percében végbemenő H —» He fúzió (primordiális nukleoszintézis)
  1. Kozmikus mikrohullámú háttérsugárzás (CMB)
  • jelenség: minden irányból kb. egyenletes fluxussal tökéletes feketetest sugárzás (T = 2,7 K) érkezik
  • sugárzási korszak maradványa

Megoldatlan problémák:

  • horizont-probléma. a CMB ellentétes irányokban túlságosan homogén
  • finomhangolási probléma: az univerzum geometriája túlságosan euklideszi
  • struktúraképződés problémája: a mai struktúrák magjainak már léteznie kellett jóval korábban is, megoldás a világegyetem felfúvódása az ősrobbanáskor, de az ezt okozó anyag rejtély
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
2
Q

Hubble-törvény

Mi a Hubble-törvény?

A

Előzmény: a galaxisok színképe vöröseltolódást mutat, amit a galaxisok távolodása okoz (Doppler-effektus)

Hubble-törvény: a távolodási sebesség egyenesen arányos a távolsággal

  • insert képlet
  • ez így csak a lokális univerzumra igaz
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
3
Q

Friedmann-egyenletek szemléletes értelme

Melyek a Friedmann-egyenletek és mi a fizikai jelentésük?

A

Ezek az egyenletek az univerzum tágulását írják le. Az Einstein-egyenletek megoldásával kaphatóak, de felírhatóak newtoni képben is.

Kozmológiai elv: az univerzum nagy méretskálán homogén és izotróp

  • homogén sűrűségű univerzumban egy R sugarú vékony gömbhéjban lévő m tömegű anyag energiája állandó (energia = kinetikus - gravitációs)

I. Friedmann-egyenlet: energiamegmaradás

  • k paraméter: egy táguló gömbhéj egységnyi tömegre eső teljes energiája (newtoni formalizmus), univerzum görbületével arányos (Einstein-egyenletből, görbült téridőben)
  • k lehetsége értékei: +1 (szférikus geometria, tágulás véges ideig, majd összezuhanás), 0 (euklideszi geometria, konstans skálaparaméter), -1 (hiperbolikus geometria, tágulás a végtelenségig)
  • mérések szerint nincs mérhető görbület nagy skálán: k = 0 az univerzumunkban

II. Friedmann-egyenlet: gyorsulási egyenlet

  • Newton II. törvényének alkalmazása súrlódásmentes folyadékra
  • w az anyagra jellemző konstans: nemrelativisztikus, relativisztikus, sötét energia + kozmológiai állandóhoz tartozó konstans
  • a sötét energiához tartozó w felel a gyorsuló tágulásért, olyan mintha negatív nyomás lenne, taszító gravitáció

III. Friedmann-egyenlet: kontinuitsi egyenlet

  • EMT megmaradása a termod. I. főtétele szerint —» térfogati relativisztikus energiasűrűség —» kontinuitási egyenlet
  • a különböző anyagok sűrűségének és a skálaparaméternek a kapcsolatát adja
  • a skálaparaméter az idő előrehaladtával nő, így az univerzum története külön korszakokra bontható, ahol adott anyagfajta dominált
  • jelenleg: normál anyag és kozmológiai állandó által dominált korszak között
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
4
Q

galaxisok kialakulása, morfológiája

Mi a galaxisok definíciója és milyen fajtái vannak?

A

Olyan égitestek, amelyeket csillagok, csillagközi gázok, por és sötét anyag nagy kiterjedésű, gravitációsan kötött rendszerei alkotnak.

  • egyszerűbben: olyan csillagcsoportok, amiknek van egy strukturált elrendezése

Hubble-féle osztályozás:

  • spirálgalaxisok
  • elliptikus galaxisok
  • lentikuláris galaxisok
  • irreguláris (szabálytalan) galaxisok
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
5
Q

galaxisok kialakulása, morfológiája

Mi jellemző a galaxisok morfológiájára?

A

Korong (diszk):

  • tömegeloszlásuk exponenciálisan esik a középponttól mért távolság szerint
  • átlagos csillagkoncentráció: 1 pc^-3
  • két csillagok közötti átlagos távolság: 1 pc
  • itt a csillagok ütközésmentesen mozognak (a szabad úthosszuk alapján)

Spirálkarok:

  • sűrűséghullámok a korongban
  • itt vannak nagy tömegű csillagok, csillagkeltő területek
  • meretestszerű forgás

Bulge:

  • lapult, központi dudor
  • nagy méret, homogén csillagsűrűség

Halo.

  • gömbszimmetrikus, ritka tömegeloszlás a periférián
  • gömbhalmazok, szórványos csillagok, sötét anyag van benne

Galaktikus centrum:

  • csak rádió- és infravörös tartományban észlelhetőek a porfelhő miatt
  • sűrű csillaghalmaz, fiatal szupernóva maradványok
  • központban: feketelyuk (a középpontban található tömeg alapján, amit csillagpályákból, és az erős rádió- és röntgensugárzásból lehet megmondani), erre jellemző a Schwarzschild-sugár
  • sugár forrás: anyagbeáramlás (akkréció)
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
6
Q

galaxisok kialakulása, morfológiája

Mi jellemző elliptikus galaxisokra?

A
  • nincs korong, a csillagpályák véletlenszerűen oszlanak el
  • spirálisok összeolvadásából keletkeznek
  • főképp idős csillagok vannak bennük, intersztelláris anyagból kevés
  • kicsi rotációs sebesség
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
7
Q

HR-diagramm

Mit tud a Hertzsprung-Russel-diagram?

A

A csillagok mért luminozitása és effektív felszíni hőmérséklete logaritmikus skálán.

  • szinte az összes csillag jól definiált hely köré koncentrálódik: fősorozat, óriáság, fehér törpék

Fősorozat: egy tömeg sor (mass sequence)

  • nagy tömeg: magas effektív T, nagy luminozitás, alacsony tömegek esetén fordítva
  • szinte az összes csillag itt van (a Nap is)
  • erős közelítéssel: L ~ T(eff)^8
  • sugaruk: 1/4R(Nap) - 25R(Nap)
  • tömegük: 0,1M(Nap) - 100M(Nap)
  • luminozitás: L ~ M^α (α = 3, 5 mikor a Nap tömegénél nagyobb, kisebb az adott csillag)

Óriáság:

  • kis hőmérséklet, nagyobb luminozitás, mint az ugyanyazon a helyen lévő fősorozatbeli csillagoknál
  • nagy felszíni terület, sugár: 100R(Nap) - 1AU
  • tömeg: 1-2M(Nap)
  • elnevezés: vörös óriások

Fehér törpék:

  • nagyobb felszíni hőmérséklet, de kisebb luminozitás, mint az ugyanyazon a helyen lévő fősorozatbeli csillagoknak
  • kisebb sugár: ~10^4 km (Földnél egy nagyságrenddel nagyobbak)
  • tömeg: 0,5 - 1,1M(Nap)
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
8
Q

csillagfejlődés szemléletes képe

Hogy születnek meg a csillagok?

A

Egy megfelelően sűrű molekulafelhőből a gravitációs összehúzódás létrehoz egy csillagot, amelyben a körülmények megfelelőek ahhoz, hogy a belsejében meginduljon a hidrogén fúziója és a csillagok megkezdhesse a fősorozati életét.

  1. Gravitációs kollapszus: a molekulafelhők dinamikus egyensúlyhoz közeli állapota valamiyen hatásra megbomlik és a gravitáció legyőzi a nyomást, a felhő összehúzódásba kezd
  • jellemző kritikus tömeg: Jeans-tömeg
  • ha a felhő egy részének vagy egészének össztömege meghaladja ezt a tömeget, akkor történik gravitációs összehúzódás
  1. Izotermikus összehúzódás: az anyag kezdetben olyan ritka, hogy a felszabduló gravitációs energia akadálytalanul eltávozik, így a felhő hőmérésklete állandó marad
  • létrejövő sugárzás jellemzően infravörös tartományban
  • egy idő után a felhő kisebb részei instabilakká válnak: önálló összehúzódásba kezdenek (fragmentáció)
  1. Adiabatikus összehúzódás: a felhő már olyan sűrű lesz, hogy elnyeli a saját sugárzását, így a felszabaduló energia már nem tud eltávozni, hővé válik és a felhő belső energiája és hőmérséklete növekedni kezd
  • a fragmentáció itt már leáll
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
9
Q

csillagfejlődés szemléletes képe

Hogy alakul a csillagok fejlődése?

A
  1. Protocsillag kialakulása: a fragmentáció leállta után alakul ki, a felhőmag lassú adiabatikus összehúzódással zsugorodik
  • luminozitás: kezdetben a felszabaduló gravitációs energiából, később teljesen csak a konvekcióból
  • konvekció: energiatovábbítás a plazma részecskéinek hidrós áramlása során
  • adott tömeg mellett a hőmérséklet lassú adiabatikus folyamattal nő, a luminozitás meredeken csökken (Hayashi-vonal)
  • bizonyos hőmérséklet velett a konvektív energiaterjedés helyett sugárzás lesz
  • növekvő hőmérséklet —» növekvő luminoztiás
  • fősorozati állapot: beindul a H fúziója (bizonyos tömeg felett)
  1. Akkréciós szakasz: protocsillagok összehúzódnak állandó tömeg mellett, így a forgási sebesség nő, a felhő összelapul és protosztelláris akkréciós korong képződik
  • a forgási sebesség növekedésével a centrifugális erő összemérhető lesz a gravitációssal, hence the lapulás
  • akkréció során: magba hulló anya növeli a luminozitást
  1. Fősorozati állapot:
  • a leghosszabb szakasz, élettartam függ a tömegtől
  • tömegtől függően különböző energiaterjedési módokkal szállítódik a fúzióból keletkező energia
  1. Szubóriás állapot: hidrogénfúzió már csak a mag külsején megy végbe, a mag tömege növekedik, méretben pedig összehúzódik, ezzel együtt a burok tágulni fog hatalams mértékben
  • a külső rétegben a H fúziója erőteljesebbé válik a magbeli hőmérséklet emelkedése miatt (héjforrás)
  • adott tömeghatáron túl a mag tömege már nem fogja tudni megtartani a fölötte lévő burok tömegét is, ezért összehúzódik
  • az összehúzódással növekszik a hőmérséklet, hevesebb lesz a burok fúziója
  1. Vörös óriás állapot: itt már a csillag nincs egyensúlyban
  • kis és nagy tömegű csillagok esetén máshogy folytatódik
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
10
Q

csillagok energiatermelése

Mi jellemző a csillagok energiatermelésére?

A

Az energiát a hidrogén-hélium fúzió termeli, ami végebemehet kétféleképpen is. Mindkettőben négy hidrogénatommagból egy héliumatommag keletkezik, hogy melyik reakció termel több energiát, az meg a hőméréskleti viszonyoktól függ.

Proton-proton ciklus: nagy nyomás, hőmérséklet és alagúteffektus kell két proton összeboronálásához

CNO-ciklus: szén-nitrogén-oxigén ciklus

How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
11
Q

kompakt objektumok

Mik a neutroncsillagok és feketelyukak jellemzői?

A

Neutroncsillagok: a szupernóva robbanások során a vasmag tisztán neutronokból álló gömbbé alakul

  • egyensúlyt az elfajult neutrongáz nyomása teremthet
  • sugár: ~10 km, tömeg: 1-2M(Nap)
  • nagyon nagy átlagsűrűség, ezért gyors forgás az impulzusmomentum megmaradása miatt
  • erős mágneses tér, ami felerősödik a kollapszus során megmaradó mágneses fluxus miatt
  • felszínük kezdetben forró, de lassan kihűlnek
  • a csillagot elhagyó töltött részecskék a mágneses térrel és a környező közeggel való kcsh. során rádiósugárzást keltenek a mágneses pólusok mentén
  • pulzárok: a mágneses tengely jelentős szöget zár be a forgástengellyel, így a sugárnyalábot, mint pulzáló rádióforrást érzékeljük (ha a Naprendszer az útjába esik)

Fekete lyukak: ha a csillag kezdeti tömege meghaladja a 20-30 naptömeget, a gravitációs kollapszust az elfajult neutrongáz sem képes megállítani, ezért jönnek létre

  • akkor fekete lyuk, ha a zsugorodó objektum mérete kisebb, mint a gravitációs Schwarzschild-sugár
  • innen semmilyen sugárzás nem érkezhet a külvilágba, mert a szökési sebesség a fénysebességgel egyezik meg a gravitációs sugárnál
  • a környezetükkel történő kcsh.-okból figyelhetőek meg: pl. interakció az erős gravitációs terével, belehulló anyag által keltett sugárzás
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly
12
Q

megfigyelés alapjai

Mit jelentenek a következő fogalmak: luminozitás, magnitúdó, vöröseltolódás?

A

Luminozitás: az objektum által kisugárzott elektromágneses teljesítmény értéke

  • insert képlet
  • r: objektum távolsága
  • F: sugárzás fluxua
  • mértékegység: (ált.) erg/s

Magnitúdó: az égitestek fényességének mértéke

  • látszólag magnitúdó. általunk észllelt fényesség mértéke, referenciapont a Vega-csillag, amire m = 0
  • abszolút magnitúdó: objektum látszólagos fénnyessége, ha 10 pc távolságra lenne

Vöröseltolódás: a fény hullámhosszának meghosszabbodása

  • három oka lehet: Doppler-effektus, gravitációs vöröseltolódás, Univerzum tágulása
  • két tetszőleges pont közötti távolság időfüggő, ahol az időfüggő szorzófaktor a skálafaktor
  • a távoli galaxisok fénye hosszú idő alatt jut el hozzánk, addigra megváltozik a távolságuk
  • a vöröseltolódás kifejezhető a skálafaktorral
How well did you know this?
1
Not at all
2
3
4
5
Perfectly