Astrofysikk Can Sat Astrofysikk Astrofysikk er fysikk som

Astrofysikk Can. Sat

Astrofysikk • Astrofysikk er fysikk som beskriver det som er utenfor jordas atmosfære • Enten det omhandler stjerner, solsystemer, svarte hull, kosmologi eller til og med universet kaller vi det Astrofysikk • Nesten alt det vi i dag har lært om universet kommer fra å observere den elektromagnetiske strålingen vi mottar. 2

Stråling • Mye kunnskap og observasjoner kommer fra stråling • Stjernene i himmelen har forskjellige farger, og lysstyrke • Dette er elektromagnetisk stråling, AKA lys • Hvor mye stråling disse himmelegnene sender ut, og bølgelengden de sender det up på varierer med temperaturen • Dette kaller vi termisk stråling. 3

Stråling • Det er faktisk overflatetemperaturen til en stjerne som bestemmer hvilket farge den har • Termisk stråling fra en gjenstand inneholder alle bølgelengder • Det vil si at spekteret er kontinuerlig istedenfor diskret • Bølgelengden til den strålingen som dominerer, varierer med temperaturen. 4

Stråling • Når temperaturen stiger vil gjenstander bli varmere og varmere • Gjenstanden vil til slutt sende ut lys i form av elektromagnetisk stråling • Jo mer energi tilført, altså jo høyere temperatur, desto høyere frekvens og kortere bølgelengde vil lyset som objektet sender ut ha 5

Utstrålingstetthet • I flere sammenhenger er det gunstig å snakke om det som er kalt utstrålingstetthet • Utstrålingstettheten fra en en gjenstand er lik utstrålt effekt per flate av gjenstanden • Enheten for utstrålingstetthet er W/m 2 6

Stråling • P = W/t = arbeid/tid = E/t = energi/tid • Derfor når kan vi si at en stjernes utstrålingstetthet U er et mål for hvor mye energi stjernen sender ut per tid per flate • Vi kan lage en grafisk framstilling av solas utstrålingstetthet forskjellige bølgelengder • Dette kaller vi en planckkurve 7

Planckkurve 8

Stråling • For å tegne en slikt planckkurve må vi første velge en temperatur, også tegne kurven for denne temperaturen • Sola er gul og har T = 5700 (ca. ) • Vi kan se på de forskjellige plottene • Sender ut lys med alle bølgelengder • Gjelder for svarte gjenstander 9

Svarte gjenstander • Svarte gjenstander er en gjenstand som ikke reflekterer noe stråling • Stråling som blir sendt ut er selv generert pga. sin egen temperatur/energi • En stjerne er tilnærmet en svart gjenstand • Den dominerende bølgelengden til solen er gul • Dette er toppunktet på planckkurven 10

Svarte gjenstander • Vi kaller denne bølgelengden λtopp • Det er en direkte sammenheng mellom λtopp og overflatetemperaturen til en stjerne • Denne sammenhengen er definert i Wiens forskyvningslov • λtopp forskyver seg mot venstra når overflatetemperaturen til stjernen øker (mer energi, høyere frekvens, blå forskyvet) 11

Svarte gjenstander • λtopp forskyver seg mot høyre når overflatetemperaturen til stjernen synker (mindre energi, lavere frekvens, rød forskyvet) • Denne sammenhengen gjelder for alle svarte gjenstander 12

Wiens forskyvningslov • Bølgelengden for energimaksimum i termisk stråling er omvendt proporsjonal med temperaturen i gjenstanden som stråler λtopp * T = a • Her er a = 2. 9*10 -3 Kelvinmeter, og temperaturen er absolutt temperatur 13

Wiens forskyvningslov • Så hvis vi måler strålingen fra overflaten på stjernen, kan vi finne overflatetemperaturen ved å bruke Wiens forskyvningslov • Vi kan finne det vi kaller solas fargetemperatur λtopp * T = a , a = 2. 9*10 -3 14

Stefan-Boltzmanns lov • Planckkurvene forskjellige stjerner har ikke bare forskjellige topp bølgelengde • Legg merke til at også arealet under grafen er annerledes • Integralet av kurven er altså annerledes • Utstrålingstetthet per bølgelengde • Sum av utstrålingstetthetene • Total utstrålingstetthet, U 15

Stefan-Boltzmanns lov • Høyere overflatetemperatur (energi), gir høyere utstrålingstetthet • Altså, en stjerne med høyere overflatetemperatur enn sola vil sende ut mer energi per tid per falte • Sammenhengen mellom den totale utstrålingstettheten og temperaturen hos gjenstanden er gitt ved Stefan-Boltzmanns lov 16

Stefan-Boltzmanns lov • Utstrålingstettheten fra en svart gjenstand er proporsjonal med fjerde potens av temperaturen på overflaten av gjenstanden U = σ*T 4 • der σ har verdien 5. 67*10 -8 W / m 2 K 4 • Med denne formelen kan vi regne ut den effektive temperaturen, og ikke det vi kaller fargetemperaturen 17

Stjerneliv • Hvordan kan vi vite så mye om hva som er der ute? • Ikke bare det, vi lever i en kort tid mens stjernene lever i en ganske lang tid • Heldigvis for oss er det både stjerner der ute som er unge og gamle • Slikt kan vi si noe om livet til en stjerne 18

HR – diagrammet • Spektrene til stjernene i universet er svært forskjellige • Det er de fysiske forholdene (spesielt overflatetemperaturen) som avgjør hvordan spekteret ser ut • Stjernene ble på begynnelsen av 1900 -tallet inndelt i 7 spektralklasser basert på spektrallinjene til stjernene • O, B, A, F, G, K, M 19

HR – diagrammet • O og B stjernene har tydeligst spektrallinjer fra helium • A og F stjernene har de sterkeste spektrallinjene fra hydrogen • G og K stjerne har spektrallinjer fra metaller • M stjerne har spektrallinjer fra molekyler • Det var to astronomer som tegnet stjernene inn i et diagram med spektralklassene langs den ene aksen, og utstrålt effekt langs den andre 20

HR – diagrammet • Dette var Ejnar Hertzsprung og Henry Russell 21

HR – diagrammet • Hvis vi legger en mengde stjerner inn i et HR-diagram får vi en oversikt over hvor de fleste stjernene ligger i diagrammet • De fleste stjernene grupperer seg langs et diagonalt bånd • Dette er kalt hovedserien (main series/main sequence stars) • Flertallet av stjernene vil derfor ha de egenskapene som er beskrevet ved hovedserien i diagrammet 22

HR – diagrammet • HR-diagrammet kan altså brukes til å forstå hvordan stjerner utvikler seg • Stjerne blir plassert i HR-diagrammet på grunnlag av overflatetemperaturen (eller spektralklassen), og den utstrålte effekten • Mesteparten av stjernene i et HR-diagram blir plassert langs hovedserien, dette inkluderer solen vår 23

HR – diagrammet • Superkjemper • Kjemper • Hovedserien • Hvite dverger 24

Stjernefødsel • Stjerner er en samling av store mengder masse • Det er ofte store avstander mellom solsystemer • Hvis all materie i universet var jevnt fordelt ville det ikke vært noen stjerner • Noen steder har vi en større mengder sammenhengende masse, slike steder blir kalt tåker • Er tettheten stor nok i tåker kan det dannes stjerner 25

Stjernetåke (star nebula) 26

Stjernefødsel • I en tåke er det lokale fortetninger (globuler) av gass • Her er gravitasjonskreftene tiltrekkende, og gasstrykket frastøtende • Hvis det er nok masse er det gravitasjonskreftene som vil vinne frem • Samtidig vil masse som faller frigjøre potensiell energi, så trykket og temperaturen øker når “gasskyen” trekker seg sammen 27

Stjernefødsel • I løpet av (bare) noen millioner år vil temperaturen ha økt nok til at den termiske strålingen ligger I den synlige delen av spektret • Det har blitt dannet en protostjerne • Massen vil fortsette å øke fordi protostjernen absorberer massen fra skyen rundt seg 28

Stjernefødsel • Temperaturen vil fortsette å øke etter dette også • Når temperaturen i sentrum av protostjernen er høyere enn ca. 5 millioner kelvin har protonene nok energi til at hydrogen kan fusjonere til helium • Fusjonsprosessen frigir energi • Dette gir også et strålingstrykk utover i tillegg til gasstrykket • Slikt stanser sammentrekningen 29

Stjernefødsel • Strålingstrykket sørger for at resten av gasskyen blir “blåst vekk” • Slikt blir den nyfødte stjernen synlig • Kort fortalt: En stjerne er en samling av gass og støv som har så høy temperatur i sentralområdet at hydrogen fusjonerer til helium • Gravitasjonskreftene innover blir balansert av gass og strålingstrykk utover 30

Stjernefødsel • Noen ganger kan prosessen bli ødelagt • Hvis en protostjerne har mindre enn 0, 08 solmasser, blir ikke temperaturen i sentralområdet høy nok • Da kan ikke kjernereaksjoner starte (fusjon) • Protostjernen blir da til det vi kaller en brun dverg • En slikt stjerne lyser kun pga. frigjort potensiell energi • Til slutt blir den brune dvergen avkjølt, og det blir en svart dverg 31

Stjernedød • Når stjerner dør kaster de fra seg mye masse ut i rommet • Den gjenværende massen kalt restmassen er den som avgjør om stjernen blir til en hvit dverg, nøytronstjerne eller et svart hull • Vi har et par forskjellige modeller som beregner hvordan stjernene vil ende sitt liv • De generelle reglene er: 32

Stjernedød • Er restmassen under 1. 4 solmasser blir stjernen en hvit dverg 33

Stjernedød • Er restmassen mellom 1. 4 og ca. 2 -2. 5 solmasser blir den til en nøytronstjerne 34

Stjernedød • Er restmassen over 2 -2. 5 solmasser blir stjernen til ett svart hull 35

Stjernedød • At stjerner dør er faktisk viktig for oss • Det er i sluttfasen til en stjerne at de tyngre grunnstoffene blir dannet • Det er årsaken til at planeten vår kan bli til • Det er også derfor vi har tyngre materiale som jern, gull, plutonium, uran osv. • Vi er alle et produkt av stjernedød 36

Hvite dverger • Vanligvis er det stjerner med opprinnelig masse på opp til ca. 6 solmasser som blir til hvite dverger • Etter at ca. 10% av den opprinnelige massen har fusjonert er det for lite hydrogen igjen • Fusjonsprosessene stanser, og sentralområdet begynner å trekke seg sammen • Sammentrekkingen fører til økt temperatur 37

Hvite dverger • I et skall utenfor sentralområdet vil hydrogen begynne å fusjonere til helium • Sentralområdet fortsetter å trekke seg sammen til temperaturen er så høy at helium fusjonerer til karbon (rundt 100 millioner grader kelvin) • Vi får et så sterkt strålingstrykk at stjernen blåser seg opp til en rød kjempestjerne 38

Hvite dverger • Når gassen I stjernen utvider seg mye, får stjernen et stort overflateareal, og overflatetemperaturen synker (energi fordelt på større areal) • Den utstrålte effekten forholder seg den samme • Etter en lang stund når det blir for lite helium, starter sentralområdet igjen å trekke seg sammen • 39 Vi får igjen frigjort potensiell energi, dette fører til økt temperatur

Hvite dverger • Fordi stjernen er relativt lite, vil ikke temperaturen øke nok til at karbon kan fusjonere • Det vil dermed være to skall med fusjonsprosesser • Ytterste skall der hydrogen fusjonerer til helium • Innerste skall hvor helium fusjonerer til karbon • Skallene vil trekke mot overflaten 40

Hvite dverger • Når skallene nærmer seg overflaten på stjernen, vil ikke lenger gravitasjonskreftene kunne balansere trykkreftene fra strålingen • Stjernen vil nå kaste av deg de ytre lagene sine • Slikt dannes det en planetarisk tåke • En sukkerbit av dette stoffet vil veie 10 -30 tonn • Slikt får vi en hvit dverg, ca. på størrelse med jorda 41

Nøytronstjerner og svarte hull • Nøytronstjerner og svarte hull har lignende prosesser • Forskjellen blir at restmassen og den opprinnelige massen er mye større • Dette fører også til at man har mer energi samlet på et sted • Derfor kaster disse oftest fra seg masse i form av en supernova • Det er i slike prosesser at de tyngste grunnstoffene blir 42 dannet

Avstander i universet • Solsystemet vårt har flere planeter, galaksen vår har flere milliarder solsystemer, og det finnes rundt 200 milliarder galakser i universet • Det tar rundt 7 måneder for oss å bare reise til mars • Vår nærmeste stjerne er Proxima Centauri og den er 4. 3 lysår unna • Det ville tatt oss 4. 3 år å reise ditt i lysets hastighet 43

Avstander i universet • Hvordan kan vi regne ut dette? Eller i det hele tatt vite at det er slikt? • Det finnes mange metoder for å regne på avstander i universet • Hvilken metode vi bruker bestemmes av den estimerte avstanden • Man har også derfor overlappende metoder 44

Avstander i universet • De nærmeste avstandene kan regnes med parallaksemetoden (opptil ca. 3000 lysår) • De fleste stjerner er lengre unna, da kan vi bruke lysstyrkemetoden (opptil 100 millioner lysår) • Denne metoden bruker en spesiell stjernetype kalt cepheider • De varierer periodisk i lysstyrke (intensitet) 45

Kosmologi • Kosmologi er en del av astrofysikk som involverer hvordan universet ble til og evolusjonen videre • Alt fra The Big Bang (theory) til nå • NASA definerer det som “the scientific study of the large scale properties of the universe as a whole” • Stephen Hawking har blant annet gjort mye forskning på feltet 46

Kosmologi • Universets utvikling har underlige modeller • Det finnes mange mulige teorier om hvordan universet ble til, og hvordan det har utviklet seg • Big bang-modellen står sterkest og utgjør standardmodellen • Det er tre grunner til at denne modellen har blitt stående: • Rødforskyvning av fjerne objekter, bakgrunnsstråling og foredlingen av grunnstoffer i universet 47

Hubbles lov og rødforskyvning • Når vi ser på stjerner som er langt unna oss, ser vi tilbake i tid • Lyset har brukt lang tid på å nå fram til oss • For å se langt tilbake i tid trenger vi sterkt lysende objekter • Det ble oppdaget i 1920 -årene at alle galakser som var langt unna oss, hadde spektret som var forskjøvet mot rødt • Dopplereffekten sier da at de er på vei vekk fra oss 48

Hubbles lov og rødforskyvning • Det er faktisk bare noen få galakser som er på vei mot oss • I 1929 regnet Hubble ut avstanden til 18 galakser via lysstyrkemetoden • Så målte han “radialfarten” til de samme galaksene ved å se på bølgelengdeforskyvningen av spektrallinjene • Hubble oppdaget at galaksene har en radialfart som er større jo lengre avstanden er 49

Hubbles lov og rødforskyvning • Farten v er proporsjonal med avstanden r gitt i denne formelen: v = H*r • H er Hubbles konstant eller Hubbleparameteren • H = 21, 7 ± 1, 0 km/s per million lysår = (21, 7± 1, 0)*103/(106) • Hubbles konstant er ikke egentlig helt en konstant • Hubbleparameteren forandrer seg, Hubble konstanten er den nåværende verdien av Hubble parameteren 50

Hubbles lov og rødforskyvning • Tolkningen av Hubbles lov er den mest spennende delen • Det er ikke egentlig dopplereffekten som gjør at spektrene blir rødforskjøvet • Hvis dette var tilfellet skulle galaksene beveget seg fra oss i et statisk rom (konstant størrelse) • I stedet er det faktisk selve rommet som utvider seg 51

Hubbles lov og rødforskyvning • Wait a moment, wut? • Galaksene ligger altså i ro i forhold til rommet rundt seg • Det er selve rommet mellom galaksene som ekspanderer • Det kan sees på som en bolledeig som hever • Rødforskyvningen av en galakse avhenger av hvor mye universet har utvidet seg mens lyset har vært på vei til oss 52

Hubbles lov og rødforskyvning • 53

Hubbles lov og rødforskyvning • Hvis rommet konstant utvider seg, må tettheten av materien i universet vært større før • Altså, hvis vi går langt nok tilbake i tid burde universet i starten ha hatt en uendelig massetetthet • I et slikt tilfelle ville de fysiske lovene vi kjenner brutt sammen • Derfor har vi ingen måte å beskrive en slik tilstand av universet • Likevel kan vi lage teorier om det basert på observasjoner 54

Bakgrunnsstrålingen • Georges Lemaître, en belgisk astronom og teolog, foreslo i 1927 en hypotese om The Big Bang • Fysikeren George Gamow arbeidet videre på denne ideen • Han forsøkte å forklare de fysiske prosessene som ligger til grunn for det universet vi observer i dag • Han mente universet burde være fylt av bakgrunnsstråling 55

Bakgrunnsstrålingen • Som tidligere nevnt, i teorien så hadde universet en gang uendelig massetetthet • Dersom et slikt stadiet fantes, et stadiet da universet var tett og varmt, mente Gamov at vi skulle kunne observere etter effekten av det nå i form av elektromagnetisk stråling • Strålingen burde komme fra hele universet, og være termisk stråling med en temperatur på ca. 5 Kelvin (mente han) 56

Bakgrunnsstrålingen • Derfor var det et stort gjennombrudd når denne bakgrunnsstrålingen ble oppdaget i 1965 • I etterkant har mer nøyaktige målinger funnet ut at bakgrunnsstrålingene svarer til en temperatur på 2, 726 K 57

Bakgrunnsstrålingen • Bildet av bakgrunnsstrålingen kan fortelle oss mye om universet • De ørsmå temperaturvariasjonene i bakgrunnsstrålingen gir informasjon og hva universet inneholder, og hvor raskt det utvider seg • En av de viktigste tingene vi oppdaget fra analysen av bakgrunnsstrålingen var universets alder, 13, 7 milliarder år 58

Standardmodellen for universets utvikling • Vi har så langt snakket om rødforskyvning av fjerne galakser, og bakgrunnsstrålingen i universet • Disse fenomenene har vi observert, vi vet at de stemmer • Standard modellen forutser begge deler • Modellen stemmer også med fordelingen av grunnstoffer i universet • 75% hydrogen, 24% helium, 1% annet 59

Standardmodellen for universets utvikling • Denne masse fordelingen kommer fra tiden ca. 30 minutter etter Big Bang • Standardmodellen beskriver mesteparten av det som har skjedd fra Big Bang til i dag • Mesteparten fordi modellen er ikke helt perfekt • Vi kan derimot ikke si så mye om hva som skjedde nærme Big Bang 60

Standardmodellen for universets utvikling • Jo lengre bak vi går i tid, jo mer “uforutsigbar” blir universet • Vi kan ikke bruke de fysiske lovene vår lenger, og vi har heller ingen observasjoner av det som har skjedd • Da blir det litt vanskelig å si noe om hva nøyaktig som skjedde i The Big Bang • Likevel har vi teorier som sier at tiden, materien og rommet ble til i The Big Bang (because why not? ) 61

Standardmodellen for universets utvikling • Vi skal derfor ikke snakke om en tid før The Big Bang, da det blir litt meningsløst siden ingenting eksisterte • Likevel kommer spørsmålet opp, hvordan kan noe komme ut fra ingenting? • Og hva er årsaken til The Big Bang, hvorfor da? hvorfor i det hele tatt? • Trolig vil vi aldri få et svar på disse spørsmålene 62

Standardmodellen for universets utvikling • I begynnelsen utvidet universet seg voldsomt raskt • Etterhvert som det utvidet seg sank temperaturen og tettheten • Den første delen av The Big Bang kaller vi Plancktiden • Dette er fra The Big Bang til 10 -43 sekund • Skal vi beskrive de fysiske forholdene her så må vi først kombinere to viktige fysiske teorier: Gravitasjonsteorien og Kvanteteorien 63

Standardmodellen for universets utvikling 64

Standardmodellen for universets utvikling • Så kommer inflasjonsfasen fra 10 -43 til 10 -33 • I løpet av denne fasen utvider universet seg på en faktor av 1043 • Etter inflasjonsfasen fortsetter ekspansjonen i et roligere tempo • Det er denne ekspansjonen vi observerer i dag • Før det har gått et sekund består universet av kvarger, gluoner, leptoner, fotoner, elektrosvake kraftpartikler og muligens andre partikler vi ikke vet om 65

Standardmodellen for universets utvikling • I denne fasen kjempe partikler og antipartikler om overtaket • Ett sekund etter The Big Bang er temperaturen 1010 K • Temperaturen er nå lav nok til at elektroner, protoner og nøytroner blir stabile • Tre minutter etter Big Bang et temperaturen 109 K • Temperaturen er lav nok til at fusjonsprosesser kan lage større atomkjerner enn deuterium (hydrogen med et nøytron) 66

Standardmodellen for universets utvikling • Det blir dannet helium og litt beryllium og litium • En halvtime etter Big Bang har temperaturen blir så lav (108 K) at fusjonen av protoner og nøytroner stopper opp • Den opprinnelige fordelingen av grunnstoffer i universet stammer fra denne fasen • På dette tidspunktet består universet av en ugjennomsiktig plasma av atomkjerner, frie elektroner, samt enorme mengder fotoner og nøytrinoer 67

Standardmodellen for universets utvikling • Universet er i denne fasen ugjennomsiktig som tåke, fotonene kan ikke bevege seg fritt og rettlinjet da elektronene ikke er bundet til atomkjernene ennå • 380 000 år etter The Big Bang er temperaturen 3000 K, og først nå blir universet gjennomsiktig fordi elektronene nå kan binde seg til atomkjernene og fotonene slipper så gjennom rommet • Dette er den første tiden vi har direkte observasjoner fra (WMAP) 68

Standardmodellen for universets utvikling • 200 millioner år etter The Big Bang blir de første stjernene dannet • De små tetthetsvariasjonene som er observert i bakgrunnsstrålingen har nå bygget seg opp ved hjelp av gravitasjonskrefter • Slikt har all materien trukket seg sammen til de første stjernene og galaksene 69

Vakuumenergi • Universet utvider seg raskere og raskere virker det som • Gravitasjonskreftene mellom materien i universet virker bremsende på denne ekspansjonene • Likevel ekspanderer universet videre • Det er en kraft som virker frastøtende • Det tyder på at dette er en slags frastøtende gravitasjon som kommer fra vakuumenergi 70

Vakuumenergi • Hvis vi tenker oss en strand og en håndfull sand • Virkningen av vakuumenergi vil føre til at derom vi kaster sanden i været, akselererer sanden fra oss og opp mot himmelen • Vakuumenergi kan derfor forklare oss hvordan universet kan oppfører seg stikk motsatt av det vi opplever til vanlig • Hva er noe så abstrakt som vakuumenergi? 71

Vakuumenergi • Kvanteteorien sier at det kan spontant oppstå partikkelantipartikkel-par ut av ingenting • Disse forsvinner i løpet av kort tid • Vi kaller dette kvantefluktuasjoner, og de fører til at selv vakuum har masse • Ikke normal masse vi er vant til, men en masse som fører til frastøtende gravitasjon 72

Vakuumenergi • Vakuumenergien kan blant annet forklare oss den voldsomme utvidelsen av universet under inflasjonsfasen • Det kan også forklare oss hvorfor tettheten I universet ble litt ujevn, slikt at galakser og stjerner kunne oppstå • Vi er fortsatt usikker på alle detaljene rundt inflasjonsfasen, og vi heller ikke om det gir en riktig beskrivelse av det som skjedde rett etter Big Bang 73

Vakuumenergi • Vi vet egentlig ikke nok om vakuumenergi til å kunne bruke det i flere forklaringer • For eks passer ikke den teoretiske utregnede verdien av vakuumenergi med den observerte verdien • Altså, vi mangler noe helt fundamental i vår forståelse av vakuum 74

Hvor god er standardmodellen • Vi kan regne ut mye, men noen ganger får vi ikke det riktige svaret • Den materien vi observer I universet tilsvarer bare 4% av den totale massen • Resten av universet, altså 96% er ukjente “mørke stoffer” som vi ikke kan observere direkte • Vakuumenergi (76%), Mørk materie (20%) og Atomer (4%) 75

Hvor god er standardmodellen • Indirekte observert mørk materie • Stjerner I utkant av en galakse som beveger seg rundt sentrum av galaksen • For raskt • Galaksen burde gått i oppløsning 76