Kapittel 10 - Sammendrag - Astrofysikk

Question 1

Melkeveisystemet

Answer 1

Vår galakse, Melkeveisystemet, er en spiralgalakse med en diskosliknende form. Galaksen har en diameter på om lag 100 000 lysår og inneholder antakelig om lag 200 milliarder stjerner. Vårt solsystem ligger ute i en av spiralarmene.

Question 2

Andre galakser

Answer 2

Melkeveisystemet og vår nærmeste galaksenabo, Andro meda, er to av medlemmene i den såkalte lokale gruppen. Vi regner med at det fins mange milliarder galakser. Materien i univer set ser ut til å være gruppert på flere nivåer. Vi snakker om stjerner, galakser, galaksehoper og superhoper.

Question 3

Stjerner

Answer 3

En stjerne er et himmellegeme der det foregår fusjonsprosesser i de sentrale delene.

Question 4

Energiproduksjonen i stjernene

Answer 4

Energiproduksjonen i de fleste normale stjernene skjer med to reaksjonstyper: proton-proton-reaksjonen og kar bonsyklusen. I begge tilfellene er netto resultatet 4 1H ��� 4 He + energi

Question 5

Overflatetemperaturen på stjernene

Answer 5

Når overflatetemperaturen blir funnet ved hjelp av Wiens forskyvningslov, kaller vi den fargetemperaturen. Overflate temperaturen kalles effektiv temperatur når vi beregner den ut fra Stefan-Boltzmanns lov. I begge tilfellene antar vi at stjernen stråler som et svart legeme.

Question 6

Strålingsspekter

Answer 6

Spektrene fra stjernene er som regel absorpsjonsspekter. Disse spektrene gir grunnlag for å dele stjernene inn i spek tralklasser. Harvard-klassifiseringen bruker klassene O, B, A, F, G, K og M, der hver klasse er delt opp i ti underklasser. Spektralklassene er ordnet i rekkefølge etter styrken og møn steret i absorpsjonslinjene. Sola er en G2-stjerne.

Question 7

Hertz-Sprung-Russell diagrammet

Answer 7

I et H–R-diagram blir stjernene plassert med overflatetemperaturen (spektralklassen) på førsteaksen og utstrålt effekt på andreaksen. Hvis alle observerte stjerner ble tegnet inn i et H–R-diagram, ville over 90 % av dem ligge i et diagonal bånd som vi kaller hovedserien.

Question 8

Stjerners fødsel

Answer 8

Forstadiet til en stjerne, en protostjerne, blir dannet når gravita sjons krefter sørger for at store skyer av gass og støv trekker seg sammen. Når de sentrale delene av en proto stjerne har fått så høy temperatur at fusjonsprosessene kommer i gang, ca. 10 millioner K, er det dannet en stjerne.

Question 9

Stjerners liv

Answer 9

I mesteparten av livet sitt vil en stjerne være på hoved serien. I denne tida forandrer den seg lite. Livet på hoved serien varer så lenge hydrogen-tilhelium-fusjonene foregår i de sentrale delene av stjernen.

Question 10

Stjerners død

Answer 10

De siste stadiene av livet til en stjerne avhenger av hvor stor masse den har. En stjerne på størrelse med sola blir en rød kjempe og til slutt en hvit dverg. En stor stjerne ender sitt liv som en supernova og blir deretter en nøytronstjerne eller et svart hull.

Question 11

Rød kjempe

Answer 11

I dette stadiet av en stjernes liv foregår det nye fusjonsprosesser både i de sentrale delene og i lag lenger ute. Stjernen utvider seg kraftig og kan til slutt kaste de ytre lagene av seg i en planetarisk tåke. Gravita sjons kreftene sørger for at de sen trale delene av stjernen trekker seg sammen til en hvit dverg.

Question 12

Hvit dverg

Answer 12

En hvit dverg er resten av en middels stor stjerne (som vår sol) etter at fusjonsprosessene har tatt slutt. Tettheten er svært høy. En hvit dverg kan ikke ha større masse enn 1,4 solmasser.

Question 13

Supernova type Ia

Answer 13

Kan også kalles hvit–dverg-supernova. Den blir dannet når en hvit dverg eksploderer i en serie fusjonsprosesser. Dette inntreffer i et tostjernesystem med masseovergang til den hvite dvergen, og massen når Chandrasekhargrensen på 1,4M sol . Denne typen supernova har alltid om lag samme utstrålte effekt. Den spiller derfor en svært viktig rolle når vi skal bestemme store avstander i universet.

Question 14

Supernova type II

Answer 14

I en stjerne med en hovedseriemasse på 8 solmasser eller mer vil stadig nye fusjonsprosesser bli satt i gang. Til slutt vil en sentral del som er dominert av jern, få en masse som er større enn 1,4 solmasser. Da kollapser denne delen, og stjernen blir ustabil og eksploderer. Dette resulterer i en enorm økning i den ut strålte effekten. På himmelen observerer vi en supernova.

Question 15

Nøytronstjerne, pulser

Answer 15

Supernovaen kan etterlate seg en kompakt rest, en nøyt ronstjerne som også kalles en pulsar.

Question 16

Svart hull

Answer 16

Hvis den kollapsende delen av en stjerne har stor nok masse, mer enn 3 solmasser, ender den som et svart hull. I et svart hull er gravitasjonen så sterk at ingen ting, heller ikke lys, slipper ut derfra. Et svart hull kan likevel indirekte bli observert, for hullet kan danne en røntgenkilde rundt seg. Vi kan også observere stjerner som går i bane rundt hullet.

Question 17

Dannelsen av grunnstoffer

Answer 17

Hydrogen stammer fra tida rett etter Big Bang. I den første perioden av universet ble det også dannet helium og litt av andre lette grunnstoffer. Resten av grunnstoffene – opp til og med jern – er hovedsakelig dannet av fusjonsprosesser i stjernene mens de er på hoved serien. De tyngste grunnstoffene er dannet i den voldsomme avslutningsfasen til store stjerner, i de såkalte supernovaeksplosjonene.