Kapittel 8 - Astrofysikk

Question 1

Hva er termisk stråling?

Answer 1

Elektromagnetisk stråling. Hvor mye EMS en stjerne feks sender ut, samt hvilken bølgelengde som dominerer, er avhengig av temperaturen til stjernen.

Question 2

Hvorfor har stjerner ulike farger?

Answer 2

Fordi overflatetemperaturen er forskjellig, og det er den som er styrende for fargen på stjernen.

Question 3

Hva er en svart gjenstand?

Answer 3

En gjenstand som ikke reflekterer noe stråling, men som bare stråler på grunn av sin egen temperatur.

Question 4

Hva er ultrastrålingstetthet?

Answer 4

U = P/A
Det er et mål på hvor mye energi gjenstanden sender ut per flate og tid.
Enhet W/m^2

Question 5

Hva er planckkurven og hva kan vi lese ut ifra den?

Answer 5

Det er en formel som lager en grafisk framstilling av hvor mye av de ulike bølgelengdene en gjenstand(stjerne) sender ut. Det blir en topp (bølgetopp) på hver graf, som viser hvilken stråling(nm) stjernen sender ut mest av, og dermed også hvilken farge gjenstanden har. Arealet under grafen er utstrålingstettheten.

Question 6

Hva sier Wiens forskyvningslov?

Answer 6

Bølgelengden for energimaksimumet i termisk stråling er omvendt proporsjonal med temperaturen i gjenstanden som stråler.
λtopp * T = a
a = 2.90* 10^-3 km

Question 7

Hva er fargetemperatur?

Answer 7

Når man finner overflatetemp vha Wiens forskyvningslov, kaller man tempen for fargetemperatur

Question 8

Hva sier Stefan-Boltzmanns lov?

Answer 8

U = σ*T^4
σ = 5.67*10^-8 W/m^2K^4

Question 9

Hva er et HR-diagram?

Answer 9

Det er et hjelpemiddel for å forstå hvordan stjerner utvikler seg. Stjernene blir plassert i HR-diagrammet på grunnlag av overflatetemperatur(eller spektralklassen) og den utstrålte effekten. Mesteparten av stjernene i et HR-diagram plasserer seg langs hovedserien

Question 10

Hva er hovedserien?

Answer 10

Et diagonalt bånd i HR-diagrammet hvor de fleste stjernene plasserer seg

Question 11

Hvilke spektralklasser deler vi stjernene inn i?

Answer 11

O, B, A, F, G, K, M

O og B = spektrallinjer helium
A og F = spektrallinje hydrogen
G og K = markerte linjer fra metaller
M = molekyllinjer

Question 12

Hvilke størrelser finner du langs aksene på et HR-diagram?

Answer 12

Langs x-aksen er det overflatetemp(eller spektralklasser)

Langs y-aksen er det utstrålt effekt

Question 13

Hvorfor finner vi flest stjerner langs hovedserien?

Answer 13

Fordi denne perioden er den lengste perioden i stjerners liv. Det tar kort tid å bli «født» sammenlignet med å «fusjonere seg tom/ihjel»

Question 14

Hva er en protostjerne og hva er en stjerne?

Answer 14

En protostjerne er en globul(fortetning av gass) med høy nok masse til at gravitasjonskreftene er større enn gasstrykket, og begynner å trekke seg sammen.
En stjerne er en protostjerne hvor temp i sentralområdet er over 5mill K. Strålingsenergien og gasstrykket utover balanserer gravitasjonskreftene innover

Question 15

Hva kaller vi de to fusjonsprosessene som kan foregå i sentralområdet til en stjerne på hovedserien?

Answer 15

PP-kjeden(fra protoner til hydrogen) og CNO-syklusen(karbon som katalysator)

Question 16

Hvilke stjerner lever kortest på hovedserien? Hvorfor?

Answer 16

De med størst masse. Det er fordi de har høyest temperatur i sentralområdet. Da går hydrogenfusjonen raskt, og levetiden blir dermed kort.

Question 17

Hvorfor er vi usikre på hva som skjer når de aller minste stjernene forlater hovedserien?

Answer 17

Fordi de har så lav temperatur, og fusjonerer så sakte at de har lengre levetid enn universets alder. Dermed har vi ingen observasjoner å teste teoriene opp i mot.

Question 18

Hva er restmasse?

Answer 18

Den massen som er igjen etter en stjernedød hvor mye av massen er kastet ut i rommet (planetarisk tåke/supernova)

Question 19

Hvordan dannes en rød kjempe?

Answer 19

Når 10% av den opprinnelige massen til en stjerne er fusjonert fra hydrogen til helium, trekker stjernen seg sammen fordi strålingstrykket faller. Temperaturen øker, og ved 100 millioner K vil helium fusjonere til karbon. Strålingstrykket gjør at stjernen blåser seg opp til en rød kjempe.

Question 20

Hva er planetarisk tåke?

Answer 20

Når det blir for lite helium i en rød kjempe, vil skallene nærme seg overflaten av stjernen. Da blir strålingstrykket større enn gravitasjonen og kjempen kaster fra seg de ytre lagene sine, og ender opp som en planetarisk tåke.

Question 21

Hvordan dannes en hvit dverg?

Answer 21

Det som blir igjen i en planetarisk tåke er en liten kompakt stjerne, en hvit dverg. Denne har svært høy tetthet, og er på størrelse med jorda. Dette er stjerner hvor den opprinnelige massen var under 6 solmasser. De minste stjernene med masse mellom 0,08 - 0,26 solmasser ender direkte som hvite dverger fra røde kjemper

Question 22

Hvordan dannes en rød superkjempe?

Answer 22

Stjerner med masse større enn 6 solmasser, blir også til røde kjemper. Der fortsetter utviklingen. Nye grunnstoffer dannes ved at karbon fusjonerer i sentralområdet.
Når det er for lite karbon i sentralområdet, vil andre grunnstoffer fusjonere i sentralområdet, mens karbon fusjonerer i et skall utenfor. Strålingstrykket av de nye fusjonsprosessene gjør at de ytre lagene utvider seg. Da har vi en rød superkjempe

Question 23

Hvordan dannes en supernova?

Answer 23

Hvis temperaturen i superkjempen nærmer seg 5 milliarder K, vil fusjonsprosessene lage jern. Etter det stopper det opp. Jern har liten masse per nukleon, og vil derfor kreve energi for å fusjonere.
Gravitasjonskreftene får overtaket når fusjonen stopper opp, sentralområdet imploderer ila få sekunder, og en mengde potensiell energi frigis. Tyngre grunnstoffer blir laget.
En kraftig sjokkbølge vil blåse store deler av stjernen ut i verdensrommet når maxtemp i implosjonen er nådd. Stjernen er nå en supernova.

Question 24

Hvordan dannes/hva er en nøytronstjerne?

Answer 24

Hvis restmassen etter en supernovaeksplosjon er på mellom 1.4 og 2-2.5 solmasser, ender stjernen som en nøytrinostjerne. De har enda høyere tetthet enn hvite dverger. Elektronene blir presset inn i atomkjernen og danner nøytroner, på grunn av det høye trykket.

Question 25

Hvordan dannes et svart hull?

Answer 25

Hvis restmassen etter en supernovaeksplosjon er på 2-2.5 solmasser, blir den til et svart hull. Da er restene så store at trykkreftene er mye mindre enn gravitasjonskreftene og stjernen kollapser fullstendig sammen. Gravitasjonen er så høy at selv ikke lys slipper ut.

Question 26

Hvilke metoder har vi for å måle avstander i universet?

Answer 26

1. Parallaksemetoden: brukes på nærmeste stjerner(<3000l.y).
   Vi måler vinkelen mellom linje jord-stjerne, og linje sol-stjerne. Vi vet avstanden mellom jord-sol, og dermed kan vi regne oss fram til avstand linje jord-stjerne
2. Lysstyrkemetoden: brukes på fjerne stjerner. Man kjenner effekten(P) til stjerna, man måler lysstyrken(u) og kan regne seg til r(avstand) vha A=4πr^2 formel: U = P/A
3. Hubbles lov: brukes på fjerneste stjerner/galakser v=H*r
   H= hubbles konstant = (21.7 +-1) km/s per million lysår

Question 27

Hva er en pulsar?

Answer 27

Regelmessige lysglimt fra nøytronstjerne.
Strålingen fra en nøytronstjerne slipper ut langs den magnetiske aksen. Dersom strålingen treffer jorda, ser vi en strålingspuls hver gang den magnetiske aksen peker mot oss.

Question 28

Hva er standardmodellen for universet? Nevn også de tre observasjonene som underbygger den

Answer 28

The big bang er standardmodellen.

1. Rødforskyvning av fjerne objekter. Universet utvider seg, og skaper denne rødforskyvningen(rosiner i bolledeig). Da må altså tettheten av den kosmiske materien ha vært større før
2. Bakgrunnsstråling. Dersom universet før var tett og varmt, burde vi kunne observere EMS stråling fra den tiden/epoken. Det har vi klart, første gang i 1965, nå med satellitter og mer nøyaktige måleinstrumenter.
3. Fordelingen av grunnstoffer. 75% hydrogen, 24% helium, 1% litium, beryllium og andre stoffer. Dette stammer fra tiden 30 min etter big bang

Question 29

Hva oppdaget hubble?

Answer 29

Han regnet ut avstanden til 18 galakser vha lysstyrkemetoden. Han målte også radialfarten deres ved å se på dopplereffekten og oppdaget at galaksene har en radialfart som øker med avstand.
V=Hr

H = (21.7 +-1) *10^3 m/s delt på 10^6 lysår

Question 30

Hvorfor har vi ingen teori om selve big bang?

Answer 30

Fordi vi har ingen observasjoner og fysiske teorier som kan brukes på en slik hendelse. Alt ble skapt i big bang.

Question 31

Gjengi hovedtrekkene i standardmodellen

Answer 31

…

Question 32

Nevn noen problemer med standardmodellen

Answer 32

Den er basert på våre observasjoner av bakgrunnsstrålingen. Men materien vi kan observere utgjør bare 4% av den totale massen. Vakuumenergi utgjør 76%, mens resterende 20% er mørk materie som vi ikke kan observere direkte.

Question 33

Hva er vakuumenergi?

Answer 33

Ifølge kvantetrorien kan det spontant oppstå partikkel-antipartikkel-par ut av ingenting, som deretter forsvinner etter kort tid. (Kvantefuktuasjoner). Det betyr at selv vakuum har masse. Denne massen fører til frastøtende gravitasjon. Dette forklarer den voldsomme utvidelsen av universet under inflasjonsfasen, samt hvorfor det er mer/mindre tetthet noen steder i universet.