Kapitel 5 - Astrofysik

Nyckelfrågor

• Ange åtminstone två metoder att mäta avstånd till objekt i rymden. Beskriv hur de fungerar och i vilka fall respektive metod är lämplig.

  Radar

  • Att vi skickar en signal som sedan studsar. Vi vet att den färdas med v=c och den tid det tar för signalen att skickas och komma tillbaka. Därmed kan vi bestämma avståndet.

  • För avstånd inom solsystemet

  Parrallaxmetoden

  • Lämplig för mindre avstånd

  • Går ut på att mäta vinkeln till en stjärna genom att mäta vinkeln mellan två mätningar, sepererade av ett halvår. Det gör att man kan ta halva denna vinkel för att kunna beräkna avståndet som hypotenusan av en rätvinklig triangel med jorden, solen och stjärnan i sina tre respektive hörn.

  

  • Vinkeln mäts i bågsekunder. 1°=60 bågminuter = 3600 bågsekunder. Detta för att vinklarna är så små.

  • Avståndet mäts i parsec: 1pc =2.0610^5 AU = 3.264 ljusår

  • Metoden fungerar inte så bra för större avstånd då vinklarna blir så små

  Standardljus

  • För större distanser där man inte kan använda parallaxmetoden kan man använda standardljus

  • Den verkliga ljusstyrkan är annorlunda från den apparenta, eller uppmätta, ljusstyrkan på jorden. En väldigt ljusintensiv stjärna kan verka lika ljus som en annan, mindre ljusintensiv stjärna, om den större stjärnan befinner sig längre bort.

  • Om man vet den absoluta (verkliga) ljusstyrkan av en stjärna och sedan mäter den apparenta ljusstyrkan på jorden, kan man beräkna avståndet då intensiteten minskar när ljuset breder ut sig i en sfär:

  • $I=\frac{P}{4\pi r^2}$

  • Man använder sig främst av två typer av standardljus:
    • Cepheider är stjärnor med regelbundet varierande ljusstyrka. Genom att studera variationerna kan man förutspå stjärnornas absoluta ljusstyrka. Sedan kan man mäta deras apparenta ljusstyrka på jorden och därmed bestämma avståndet.
    • Supernova typ 1A är en typ av exploderande stjärna som alltid har samma ljusstyrka då de skapas vid samma massa. Eftersom man vet ljusstyrkan av dessa supernovor kan de användas för avståndsberäkning. Däremot är de rätt sällsynta.

  HR-diagram

  • Vi kan också använda HR-Diagram för att uppskatta avstånd till andra stjärnor

• Hur kan vi veta det vi vet om stjärnor?

  Direkt observation

  • Teleskop

  • Radioteleksop

  Densitet och gravitation

  • Jordens atmosfär har nästan 1 miljard gånger så högre densitet som solsystemet.

  • Vi kan använda formlerna för centralrörelse och gravitation för att bestämma massan av en stjärna

  Strålning

  

  Källa Brilliant.org

  • Vi kan använda svartkroppsstrålning och Wien’s förskjutningslag för att bestämma temperaturen på ytan av en stjärna.

  • $\lambda_{max}=\frac{P_0}{T}$ och $E_{foton}=\frac{hc}{\lambda}$, vilket innebär att intensiteten för en stjärna med högre temperatur kommer att förskjutas åt vänster.

  • Solens $\lambda_{max} \approx 500 \text{nm}$ vilket innebär att yttemperaturen är cirka 5600K

  

  Källa SDSS Skyserver

  HR-diagram

  

  Källa Brilliant.org

  • Vi kan omordna definitionen för emittans och Stefan-Boltzmanns lag för att få fram Stefans lag:

  • $M=\frac{P}{A}=\sigma T^4 \implies M=\sigma A T^4$

  • $\lambda_{max}$ motsvarar den våglängd vid vilken mest strålning emitteras.

  • HR-diagrammet kan användas för att bestämma radien av stjärnor.

  • Det kan också vara ett sätt att visualisera stjärnor i sina olika stadier i livscykeln.

• Vad är en exoplanet?

  Exoplanet = en planet utanför vårt solsystem

• Hur detekterar man exoplaneter?

  Direkt observation: Endast få exoplaneter kan detektereras genom direkt observation. Genom att blockera ljuset av den intilliggande stjärnan kan man ibland se planeten direkt.

  Transitmetoden: (fotometrisk metod) Man mäter hur ljusstyrkan från en stjärna plötsligt blir mindre och sedan återgår till det normala när en planet passerar framför stjärnan.

  Spektrumanalys med dopplereffekt: (spektroskopisk metod) När planeten åker i omloppsbana runt sin stjärna kommer den att påverka stjärnan något. Det gör att ljuset stjärnan skickar ut förändrar frekvens beroende på om planeten åker mot eller bort från observatören. Dessa fluktueringar kan man mäta för att detektera en exoplanet.

  Gravitationslins: Stjärnor och planeter böjer rumtiden vilket även får stjärnors utsända ljus att böjas av. Likt ett förstoringsglas kan en passerande planet böja ljusets strålar på ett sådant sätt att de fokuseras vid observatören. Den upplevda ljusstyrkan blir därmed högre. När planeten passerat återgår ljusstyrkan till det normala.

• Hur vet man det man vet om exoplaneternas storlek, atmosfär, avstånd till sin stjärna m.m.?

  Bestämma massa, atmosfär, temperatur etc.

  • Med hjälp av detektionsteknikerna ovan kan vi få en bild av planeternas massa. Hur mycket ljusintensiteten förändras, eller hur mycket en stjärna vobblar fram och tillbaka är tydliga markörer på hur massiva exoplaneterna är.

  • Man använder spektroskopi för att få mer information om en planets atmosfär och sammansättning. Varje element sänder ut vissa specifika frekvenser i ett spektrum vilket gör att man kan avgöra ämneskompositionen hos en planet genom att analysera ljuset.

  • Med transitmetoden kan man också utföra spektroskopi på planeternas atmosfärer genom att mäta de våglängder som absorberas när planeten passerar framför stjärnan. Eftersom olika ämnen bara absorberar ljus av specifika frekvenser kan man avgöra vilka ämnen som finns i exoplaneternas atmosfärer.

    

• Vilka är de viktigaste premisserna för utomjordiskt liv?

  Om vi letar efter liv som det är på jorden:

  • Beboliga zonen: $0\degree \text{C} < T <100\degree \text{C}$ för flytande vatten

  • Syre i atmosfären

  • Kol- eller kvävebaserade livsformer?

  • Källa till energi (exempelvis en sol, geologisk aktivitet etc.)

  • Tid (finnas tid för att liv ska hinna uppkomma?)

• Ange de viktigaste evidensen för att universum expanderar.

  • Hubbles lag: Enligt Hubbles observationer är hastigheten som himlakroppar åker ifrån oss proportionell mot avståndet till dem. $v=H_o \cdot r$.

  • Rödförskjutning: Detta medför även att himlakroppar längre bort verkar rödare än de egentligen är då deras ljus rödförskjuts med dopplereffekten.

  • Kosmiska bakgrundsstrålningen: Detta ses som bevis för det allra första stadiet av universums expansion.

• Beskriv de olika stadierna i en stjärnas liv.

  

  Bild av: Ugglans Fysik

  Nebulosor och protostjärnor

  Alla stjärnor uppstår i gasmoln. Gravitationen gör så att stoftet klumpar ihop sig och blir varmare. Så länge som material åker inåt kallas detta stadium för protostjärna.

  Liten eller “medium”-stjärna

  När protostjärnan får tillräckligt med massa och temperatur börjar fusion av väte till helium ske i stjärnans centrum. Detta strålar ut energi vilket gör att de kan lysa mycket. Små stjärnor använder inte upp sitt bränsle lika snabbt som större stjärnor vilket gör att de kan lysa i flera miljarder år.

  Detta stadium kallas också för “huvudserie”-stadiet.

  Röd jätte

  När vätet tar slut i en stjärna kommer kärnprocesserna att avta. Den utåtriktade energin och kraften som tidigare motverkat gravitationen kommer därmed minska och gravitationen tar över. Massan kommer därmed att komprimeras ytterligare och temperaturen i kärnan ökar vilket leder till att heliumfusion startar där. En del av denna värme når ut till stjärnans yttre lager och startar vätefusion där. Det får stjärnan att svälla och därmed sjunker även yttemperaturen så att stjärnan blir mer rödaktig i färgen.

  Planetarisk nebulosa

  Den röda jätten får tillslut slut på bränsle och kastar ut materia från de yttre lagen vilket bildar en planetarisk nebulosa. Detta är ett gasmoln.

  Vit dvärg

  Till slut finns mest kol och syre kvar i stjärnans kärna. Men eftersom massan inte är tillräckligt stor avstannar processen här då det inte skapas tillräckligt med tryck och värme för att ytterligare fusions-processer ska fortgå. Det som finns kvar är därmed en varm kärna som lyser vitt.

  Stora stjärnor

  Stora stjärnor lever mycket kortare än små stjärnor då de använder upp sitt bränsle snabbare. Deras livsstid är några hundra eller några tusen år.

  Röd superjätte

  Dessa liknar röda jättar men är ännu mer massiva.

  Supernova

  När en stjärna med tillräckligt hög massa får slut på väte kan gravitationskraften bli så stor att det sker en kollaps av stjärnan. Detta skapar en kraftfull explosion där materia slungas ut. Element tyngre än järn skapas bara i supernovor då det krävs sådana stora mängder energi för att fusionera dessa tyngre element.

  Neutronstjärna

  Kärnan som blir kvar efter en supernova skapar antingen en neutronstjärna eller ett svart hål. Neutronstjärnor är otroligt täta.

  Svarta hål

  Objekt som är så massiva att inte ens ljus kan fly dess gravitationskraft. Radien där inget kan fly det svarta hålet kallas för eventhorisont eller schwarzchildradie.

• Hur uppstod solsystemet?

  Gasmoln och stoft ansamlades i klumpar och började rotera. Detta gjorde att gasen spred ut sig i en stor disk, likt hur pizzabagare kan få en klump med deg att bli en platt pizza genom att snurra degen på fingret.

  

  Solen uppkom i mitten av detta moln. “stenplaneter” formades närmare mitten där det var varmare medan gasmoln ansamlades lite längre ut där temperaturen var kallare.

  

  Kollisioner av mindre objekt skapade större objekt tills deras massor var så stora att de började attrahera ännu mer massa.

  

  Tyngre ämnen började falla in mot mitten vilket skapade metall-rika kärnor.

  

  Källa

Begrepp

• Nyckelbegrepp

  • Universums expansion

    

  • Rödförskjutning

    Rödförskjutning är ett fysikaliskt fenomen där elektromagnetisk strålning ökar i våglängd och således minskar i frekvens.

  • Big Bang

    

  • Dopplereffekt

    

  • Astronomi

    • Kunskapen om och det vetenskapliga studiet av himlakroppar och andra naturföreteelser utanför planeten jorden.

    • En naturvetenskap väsentligen fri från experimenterande. Vi lär oss om universum utanför vårt solsystem genom att observera det.

      

  • Teleskop

    • En anordning som gör det möjligt att observera och avbilda små och ljussvaga astronomiska objekt.

    • Optiska teleskop används för ljus i och intill det synliga spektrumet. Ljuset samlas in och koncentreras med hjälp av linser och/eller speglar.

    Det finns många typer av teleskop:

    

  • Spektralanalys

    Genom spektralanalys från en stjärna kan vi bestämma vilka gaser som finns i dess atmosfär (absorptionsspektrum)

    

  • 21 cm-strålning

    Väteatom består av en positivt (+) laddad partikel och en negativt (-) laddad partikel.

    Dessa partiklar har en viss inneboende vinkelmoment som kallas snurra (en kvantmekanisk effekt). När snurrarna är parallella har atomen extra energi.

    Den förvärvade energin utstrålas i form av fotoner som motsvarar en våglängd på 21 centimeter.

    

    Upptäckten banade vägen för mer detaljerad kartläggning av Vintergatan.

  • HR-Diagram

    Ett Hertzsprung–Russell-diagram (HR-diagram), är en grafisk presentation av stjärnornas absoluta ljusstyrkor eller luminositeter mot något mått på deras temperatur, spektraltyp eller färg. En stjärnas position i diagrammet avslöjar i vilken utvecklingsfas den befinner sig.

    

  • Cephider

    • Cephider är stjärnor vars magnitud varierar periodiskt över tid.

    • Cepheid, eller cepheidvariabel, är en variabel-stjärna som varierar i ljusstyrka på ett bestämt sätt. Dessa kan användas för att beräkna avståndet till andra galaxer.

      

  • Supernova

    Vid slutet på en stjärnas livstid så exploderar den som en supernova. Supernovorna hör till de våldsammaste händelserna i universum.

    

    Foto: James Hubble Teleskopet

  • Eratosthenes mätning av jordens omkrets

    Med hjälp av skuggan från en hög obelisk mätte Eratosthenes middagssolens strålars vinkel midsommardagen i Alexandria. Vinkeln visade sig vara 7.2°, ungefär en femtiondel av ett helt varv.

    Avståndet mellan Alexandria och Syene uppskattades vara 800 km

    $50$ x $800 = 40 000$ km

    

  • Astronomisk enhet (1 AU)

    Medelvärdet mellan jorden och solen. Används för att ange avstånd i solsystemet.

    $1 AU = 1.5 * 10^8$ km

    

  • Ljusår (1 ly)

    Den sträcka som ljuset hinner färdas på ett år. Praktisk enhet för att ange avstånd mellan stjärnor.

    $1 ly = 9.45 * 10^{15}$ m

    

  • Exoplaneter

    Planeter som befinner sig utanför vårt eget solsystem.

    

  • Mörk materia/ energi

    

  • Kosmisk bakgrundsstrålning

    Universum bör utge strålning likt en svartkropp enligt Big Bang-teorin.

    Universum har vidgats och svalnat sedan Big Bang.

    Strålningen har därefter upptäckts och uppmätts, och stämmer mycket väl med förutsägelserna.

    

    Figur: Varje prick är ett mätvärde, och tycks följa kurvan för svartkroppsstrålning.

  • Singularitet

    En gravitationell singularitet är en punkt i rumtiden där de värden som beskriver ett gravitationsfälts styrkor får oändliga värden.

  • Rumtid

    Rumtid är en matematisk modell som kombinerar rum och tid till ett enda sammanvävt kontinuum. I sin enklaste form utgår den från ett euklidiskt rum med tre rumsdimensioner och lägger till tiden som en ”fjärde dimension”.

    

  • Stjärna

    En stjärna är en stor och självlysande himlakropp av plasma. Den närmaste stjärnan sett från jorden är solen.

    

  • Protostjärna

    En protostjärna är ett förstadium i en stjärnas utveckling där moln av väte, helium och rymdstoft kontraherar innan den når den så kallade huvudserien

    

  • Huvudserien

    Huvudserien i ett Hertzsprung-Russell-diagram är en kurva längs med vilken de flesta stjärnor befinner sig.

    

  • Svart dvärg

    En svart dvärg är en hypotetisk kvarleva efter en stjärnas kollaps, och antas uppstå då en vit dvärg svalnat så mycket att värme eller ljus inte längre avges.

    Universum är för ungt för att det ska ha hunnit uppstå svarta dvärgar.

    

  • Supernova typ 2

    En supernova som uppkommer vid kollapsen av en mycket massiv stjärna.

  • Supernova typ 1a

    Det tros vara en exploderande vit dvärg i ett dubbelstjärnesystem tillsammans med en röd jätte.

    Den uppstår när en vit dvärg drar till sig materia från en närbelägen grannstjärna som svällt upp till en röd jätte

  • Vit dvärg

    En vit dvärg är en stjärna som har kollapsat. Den har alltså varit större, men blivit mindre efter att kärnbränslet har tagit slut. En typisk vit dvärg har en radie som är 1 procent av solens, men den har grovt räknat samma massa.

    

  • Neutronstjärna

    En neutronstjärna är ett av flera möjliga slut för en stjärna.

    Den är uppbyggd av neutroner, och har en täthet som motsvarar en supertanker sammanpressad till ett knappnålshuvud.