Fysikk – Astrofysikk

Lastet opp i kategorien Fysikk den 04.02.2012

HR – diagram:

  • Et hjelpemiddel til å forstå hvordan stjerner utvikler seg

  • Plassert på grunnlag av overflate temperaturen og den utstrålte effekten

  • Mesteparten av stjernene er plassert langs hovedserien

Stjernefødsel:

  • Får en tåke som kommer av stor tetthet på ett sted

  • Hvis denne tåken etter hvert blir større og får stor nok masse

  • Etter noen millioner år vil temperaturen ha økt så mye at vi får en protostjerne

  • Massen og temperaturen fortsetter å øke når materie fra tåken/skyen omkring faller inn mot den

  • Når temperaturen blir høy nok, kan hydrogen fusjoner til helium. Fusjonsprosessene frigir energi. Da har vi en stjerne.

Livet på hovedserien:

  • Produserer energi ved at hydrogen fusjonerer til helium

  • Massen av stjernene avgjør hvor lenge den vil være på hovedserien.

  • Stor masse = høy utstrålt effekt = kort levetid

  • Liten masse = liten utstrålt effekt = lang levetid

Stjernedød:

  • Når en stjerne dør, kaster den fra seg mye av massen

  • Restmassen avgjør om den blir en hvit dverg, nøytronstjerne eller et svart hull

Standardmodellen for universets utvikling:

  • Plancktiden: 10^-43 s. Må kombinere to viktige teorier som man ikke har klart enda

  • Inflasjonsfasen: Universet utvider seg kraftig

  • Får en fase hvor partikler og antipartikler kjemper om overtaket

  • Nøytroner og protoner går sammen til deuterium

  • Temperaturen er lav nok til at man får tyngre atomkjerner: helium

  • En halvtime etter Big bang er universet som en tåke

  • Temperaturen er lav nok til at elektroner kunne binde seg til atomkjernene

  • 200 millioner år etter Big bang dannes de første stjernene

Formler:

  • U = P / A

  • Bølgetopp * T = a, der a er 2,90 * 10^-3Km

  • U = o * T^4 , formelen gjelder for svarte gjenstander, eks. Sola

 

no