Kapittel 8 - Astrofysikk Flashcards
(33 cards)
Hva er termisk stråling?
Elektromagnetisk stråling. Hvor mye EMS en stjerne feks sender ut, samt hvilken bølgelengde som dominerer, er avhengig av temperaturen til stjernen.
Hvorfor har stjerner ulike farger?
Fordi overflatetemperaturen er forskjellig, og det er den som er styrende for fargen på stjernen.
Hva er en svart gjenstand?
En gjenstand som ikke reflekterer noe stråling, men som bare stråler på grunn av sin egen temperatur.
Hva er ultrastrålingstetthet?
U = P/A
Det er et mål på hvor mye energi gjenstanden sender ut per flate og tid.
Enhet W/m^2
Hva er planckkurven og hva kan vi lese ut ifra den?
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.
Hva sier Wiens forskyvningslov?
Bølgelengden for energimaksimumet i termisk stråling er omvendt proporsjonal med temperaturen i gjenstanden som stråler.
λtopp * T = a
a = 2.90* 10^-3 km
Hva er fargetemperatur?
Når man finner overflatetemp vha Wiens forskyvningslov, kaller man tempen for fargetemperatur
Hva sier Stefan-Boltzmanns lov?
U = σ*T^4 σ = 5.67*10^-8 W/m^2K^4
Hva er et HR-diagram?
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
Hva er hovedserien?
Et diagonalt bånd i HR-diagrammet hvor de fleste stjernene plasserer seg
Hvilke spektralklasser deler vi stjernene inn i?
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
Hvilke størrelser finner du langs aksene på et HR-diagram?
Langs x-aksen er det overflatetemp(eller spektralklasser)
Langs y-aksen er det utstrålt effekt
Hvorfor finner vi flest stjerner langs hovedserien?
Fordi denne perioden er den lengste perioden i stjerners liv. Det tar kort tid å bli «født» sammenlignet med å «fusjonere seg tom/ihjel»
Hva er en protostjerne og hva er en stjerne?
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
Hva kaller vi de to fusjonsprosessene som kan foregå i sentralområdet til en stjerne på hovedserien?
PP-kjeden(fra protoner til hydrogen) og CNO-syklusen(karbon som katalysator)
Hvilke stjerner lever kortest på hovedserien? Hvorfor?
De med størst masse. Det er fordi de har høyest temperatur i sentralområdet. Da går hydrogenfusjonen raskt, og levetiden blir dermed kort.
Hvorfor er vi usikre på hva som skjer når de aller minste stjernene forlater hovedserien?
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.
Hva er restmasse?
Den massen som er igjen etter en stjernedød hvor mye av massen er kastet ut i rommet (planetarisk tåke/supernova)
Hvordan dannes en rød kjempe?
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.
Hva er planetarisk tåke?
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.
Hvordan dannes en hvit dverg?
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
Hvordan dannes en rød superkjempe?
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
Hvordan dannes en supernova?
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.
Hvordan dannes/hva er en nøytronstjerne?
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.
