18. Az asztrofizika alapjai Flashcards
ősrobbanás elmélet alapvető feltevései
Melyek az ősrobbanás elmélet alapvető feltevései? Milyen nem megoldott problémák vannak ezzel kapcsolatban?
- 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)
- 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
Hubble-törvény
Mi a Hubble-törvény?
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
Friedmann-egyenletek szemléletes értelme
Melyek a Friedmann-egyenletek és mi a fizikai jelentésük?
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
galaxisok kialakulása, morfológiája
Mi a galaxisok definíciója és milyen fajtái vannak?
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
galaxisok kialakulása, morfológiája
Mi jellemző a galaxisok morfológiájára?
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)
galaxisok kialakulása, morfológiája
Mi jellemző elliptikus galaxisokra?
- nincs korong, a csillagpályák véletlenszerűen oszlanak el
- spirálisok összeolvadásából keletkeznek
- főképp idős csillagok vannak bennük, intersztelláris anyagból kevés
- kicsi rotációs sebesség
HR-diagramm
Mit tud a Hertzsprung-Russel-diagram?
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)
csillagfejlődés szemléletes képe
Hogy születnek meg a csillagok?
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.
- 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
- 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)
- 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
csillagfejlődés szemléletes képe
Hogy alakul a csillagok fejlődése?
- 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)
- 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
- Fősorozati állapot:
- a leghosszabb szakasz, élettartam függ a tömegtől
- tömegtől függően különböző energiaterjedési módokkal szállítódik a fúzióból keletkező energia
- 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
- Vörös óriás állapot: itt már a csillag nincs egyensúlyban
- kis és nagy tömegű csillagok esetén máshogy folytatódik
csillagok energiatermelése
Mi jellemző a csillagok energiatermelésére?
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
kompakt objektumok
Mik a neutroncsillagok és feketelyukak jellemzői?
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
megfigyelés alapjai
Mit jelentenek a következő fogalmak: luminozitás, magnitúdó, vöröseltolódás?
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
