Noter om kosmisk zoom

Side 1

Universet og kosmisk zoom – eksamen

Universet overordnet:

Universet er en fantastisk ting, og det er mere omfavnende end man lige umiddelbart kan forestille sig. Jeg har valgt at fokusere på de større ting – altså at zoome ind på de større ting. Man kunne også have valgt at gå ned i såvel molekyler og atomer, men det må blive en anden god gang.

Jorden:

Et naturligt sted at starte ville være Jorden, da det udover at være stedet vi bor, også er det eneste sted, hvor vi med sikkerhed ved der findes liv. Vi har en atmosfære, der strækker sig ca. 200 km ud i rummet, men det er kun i den nederste del vi rent faktisk kan leve, nemlig i troposfæren – hér bliver bl.a. dannet skyer.

Der er dog kun i de nederste 6 km at luften har så stor tæthed, at vi kan trække vejret.

Størstedelen af Jordens overflade er dækket af hav (70,8%) og atmosfæren består primært af kvælstof

(78%)(N

2 2 2

), ilt (21%)(O

) og 1 % af andre gasarter som fx CO

. Ud fra denne ville man således kunne snakke om drivhuseffekten, men det er der ikke tid til.

Trykket ved jordoverfladen er 1 atmosfære og stiger hver tiende meter. 1 atmosfære skal forstås som, at der

på hver m^{2} STX 1.g

Jordens radius er ”kun” 6378 km. Inderst er en fast gerne, der består af jern (Fe) og nikkel (Ni). Udenpå den findes et flydende lag, også kendt som den ydre kerne. Derpå kommer en kappe, som er mere sejtflydende og til sidst skorpen, som er relativt tynd og næsten fast.

Kontinenterne flyder rundt på plader, og der er i alt 12 kontinentalplader.

Varmen i Jordens indre kommer fra 3 kilder; varmen fra Jordens dannelse, radioaktive stoffer i Jorden og så STX 1.g milliarder af år afkøles.

Jorden roterer om egen akse på 24 timer,

Jorden roterer om solen på et år,

Månen:

Månens omløbstid om Jorden er ca. en måned.

Månen er i bunden rotation; den vender altid samme side mod Jorden. Dog gennemløber den forskellige faser, da det kun er en del af måneoverfladen, der vender mod Solen, og altså derfor også kun den del, der bliver oplyst.

Nymåne: Når månen befinder sig mellem Solen og Jorden, kan man slet ikke se den på himlen.

Herefter bliver den mere og mere synlig – den er tiltagende.

Halvmåne: Halvdelen af Månen er synlig.

Fuldmåne: Hele Månen er synlig.

Herefter er den igen aftagende.

Måneformørkelse: Når Månen går ind i Jordens skygge.

Det er varmere om sommeren, fordi solen står højere på himlen og den er oppe længere.

Vi er nærmest Solen om vinteren – i januar måned. (6. Januar)

Jordens bane er langstrakt – vinterhalvåret er en anelse kortere end sommerhalvåret, fordi Jorden også kører hurtigere rundt når den er tættest på Solen.

Side 2

Jævndøgn: at nat og dag er lige lange. Dem er der to af hvert år; forårsjævndøgn og efterårsjævndøgn.

Solformørkelse: Når Månen står foran Solen, så den skygger for solstrålerne til Jorden.

Solsystemet:

Når vi begynder at snakke om Solsystemet bevæger vi os længere ud. Derfor benytter vi os af Astronomiske

Enheder (AE = 1,496 * 10^{11} m). Denne enhed er middelafstanden mellem Jorden og Solen.

Der har været flere forskellige måder at se Solsystemet på; det geocentriske og det heliocentriske(verdensbilledet). Mange videnskabsmænd har arbejdet med dette, men det hører nærmere ind under den naturvidenskabelige revolution.

Solen er centrum for Solsystemet. Den lyser fordi der foregår en sammensmeltning af atomkerner (også kendt som fusion), som omdanner brint til helium.

Stenplaneterne befinder sig tættest på Solen og har en fast overflade, mens gasplaneterne ikke har en fast overflade samtidig med de befinder sig længst fra Solen.

Uden for Solsystemet benyttes afstandsenheden lysår (ly), som er den afstand lyset tilbagelægger på et år. (1

ly = 9,4605 * 10^{15} m)

Den nærmeste stjerne er Proxima Centauri, som ligger i en afstand af 4 lysår fra Solen.

Vores galakse er Mælkevejen, som formentlig består af fire spiralarme, hvor Solsystemet befinder sig på indersiden af én af disse 27.000 lysår fra centret.

Der findes mange andre galakser og disse galakser er samlet i store klumper kendt som hobe, som igen er samlet i superhobe. Mælkevejen danner sammen med Andromedagalaksen og nogle mindre dværggalakser Den lokale Hob.

Edwin Hubble inddelte galakserne i 3 hovedgrupper: Ellipsegalakser, spiralgalakser og irregulære galakser.

Når stjernerne dør, kan de ende som hvide dværge, neutronstjerne eller sorte huller, afhængigt af hvor tunge de er.

Tyngdekraft:

F = m * g

t

Isaac Newton udgav værket Principia i 1687, hvor han forklarer, at det er tyngdekraften, der holder hele universet sammen.

m = en genstand med massen
g = tyngdeacceleration (9,82 N/kg)

Enheden for kraft er altså newton (N).

Tyngdekraften er den dominerende kraft i universet, da det fx er den, som holder planeterne fast i deres baner om Solen.

Big Bang er en anelse misvisende, da det nærmere er en kontinuerlig udvidelse, end en eksplosion. Det startede dog for ca. 13,7 milliarder år siden, hvor Universet blev dannet.

Først kunne der kun eksistere lys – temperaturen og tætheden var for høj.

Efter de første tre minutter var Universet kølnet tilpas til, at de første atomare partikler og kerner kunne dannes. 75 % af stoffet var brint, 25 % helium.

Efter ca. 300.000 år kunne de første brint- og heliumkerner indfange de frie elektroner.

Side 3

Snart dannedes de første stjerner og galakser, og stjernernes opbygning af tunge grundstoffer kunne begynde. Efter 8 milliarder år dannedes Solen, Jorden og de andre planeter i Solsystemet.

Tidligere troede man at Universet var statisk, men nu ved man, at det udvider sig. Tidligere har man troet, at Universet har udvidet sig med samme fart, men det er måske forkert; det tyder nemlig på, at universet accelerer i sin udvidelse. Energien som er årsag til dette kender vi ikke, men kalder den for mørkt stof.

Samtidig er der også langt mere masse i Universet, end det vi kan se. Vi ved heller ikke, hvad denne masse består af, men vi ved at det er tungt – den kaldes det mørke stof.

Argumenter for Big Bang-teorien

1) Rødforskydning

2) Den kosmiske baggrundsstråling

3) Universet består af ca. 75 % brint og 25 % helium.

Afstandsbedømmelse:

Afstandsbedømmelse er lettere at gøre på Jorden, end når vi skal til at måle afstande til fx stjerner. En metode man kan benytte er parallaksemetoden, men det er svært at finde vinklen, man skal benytte.

En anden måde at finde afstande til stjerne er at måle hvor meget lys, der kommer fra stjernerne, og bestemme deres såkaldte størrelsesklasser. Dette har man gjort helt tilbage i oldtiden, hvor man opdelte stjernerne i 6 kategorier ud fra hvor klare de var – klasseinddelingen var meget subjektiv.

Nu har man nogle mere moderne instrumenter og kan dermed lave en mere objektiv inddeling.

Der er to forskellige størrelsesklassebegreber; den tilsyneladende størrelsesklasse: den størrelsesklasse en stjerne har, når den observeres fra Jorden Den absolutte størrelsesklasse: Størrelsesklassen vi ville observere, hvis stjernen befandt sig 10 parsec fra

Jorden,(1 parsec = 3,3 lysår).

Man kan også måle afstande ved hjælp af supernovaer; ved en sådan eksplosion lyser stjernen i nogle dage lige så meget som en hel galakse.

Et eksempel på supernova, type 1a: En hvid dværg kan maksimalt have en masse på 1,4 gange Solens. Hvis den suger mere stof til sig eksploderer den som en supernova type 1a.

Universets udvidelse – rødforskydning

Indtil 1920’erne var det den almindelige opfattelse, at de store galakser lå stille mellem hinanden ude i verdensrummet. I 1929 gjorde Edwin Hubble en opdagelse som ændrede dette, nemlig at galakserne fjerner sig fra os og hinanden. For at forstå dette skal vi bruge begrebet rødforskydning.

Når en lyskilde bevæger sig i forhold til en iagttager, sker der en ændring af lysets farve. Hvis kilden bevæger sig væk, bliver farven rød, hvis kilden bevæger sig tættere på bliver farven blå. Ud fra denne forskydning kan vi også bestemme objektets fart:

Formlen for rødforskydning:

    𝝀−𝝀
       𝟎
𝑧 =    ,
     𝝀
      𝟎

λ= det modtagne lys
λ = det udsendte lys

0

Side 4

Denne formel kan dog kun bruges ved små værdier af z, da der ikke er nogle planeter el.lign., der kan bevæge sig med lysets fart.

For at finde objektets fart skal man bruge denne formel:

v = z * c ,

Hvor c = 3,00 * 10^{8} m/s

Hubbles lov:

v = H * d ,

v = galaksernes hastighed
H = Hubbles konstant, (H = 71 km/s pr. Mparsec)
d = Afstanden til galakserne

Da H er en konstant kan man altså konkludere, at hastigheden v bort fra os er proportional med afstanden d til dem.

Hubbles lov gælder for alle galakser, som befinder sig i afstande fra os, der er så store, at galakserne ikke er påvirket af tyngdekraften fra Mælkevejen og Mælkevejens nærmeste galakser (Den Lokale Hob).

Man kan også benytte Hubbles lov til at finde Universets alder, hvor man får 13,8 * 10^{9} år.

Det er dog kun en tilnærmet værdi, og for at få et endnu mere præcist tal skal man også have gang i relativitetsteorien. Det bedste nuværende bud på Universets alder er 13,5 milliarder år.

Big Bangs kosmologiske princip:

- Universet er homogent(det er fordelt godt – der er lige mange stoffer alle steder)

- Isotropt(samme størrelse i alle retninger, hvis man måler fra midten af Universet.)

Universets skæbne:

- The Big Chill

Forklaringen er følgende: energien er den samme ligegyldig hvad, da der altid vil være den samme, mens Universet bliver ved med at ekspandere. Derfor vil der til sidst blive så koldt, at der ikke kan være liv, da der er lige så meget energi til at varme et større område op. (mørk energi)

- The Big Crunch

Det er egentlig bare det modsatte af ovenstående. Det skal nærmest forstås som et omvendt Big Bang; på et tidspunkt stopper ekspansionen og derefter falder Universet sammen igen til en kæmpemæssig kollision.

- The Big Rip

Forklaring: Universet udvider sig ikke bare – den gør det med en stigende acceleration som gør, at to punkter A og B med tiden vil fjerne sig så hurtigt fra hinanden at lyset ikke engang kan nå fra A til B.

Når A og B bevæger sig hurtigere end lyset, så kan hverken tyngdekraften eller de elektromagnetiske kræfter holde A og B sammen.

En dag vil lyset ikke kunne nå fra den ene side af Mælkevejen til den anden og tyngdekraften vil holde op med at holde galakserne sammen. Det endelige Big Rip sker, når lyset ikke længere kan nå

Side 5

den afstand, der svarer til størrelsen på et atom og naturkræfterne dermed ikke længere kan holde sammen på stoffet i Universet.

- Hvad består Universet af?

- Stof

- Galakser

- Planeter

- Solsystemer

- Stjerner

- Sorte huller

- Kometer

- Supernovaer

- Meteorer

- Mørkt stof (alle ovenstående er lyse stoffer – ting man kan se) (langt størstedelen af det stof der findes i Universet er mørkt stof.)

Spiralgalakse: En galakse der roterer rundt om et eller andet(en meget sort masse som fx er et sort hul)

Jo længere væk en stjerne/planet el.lign. ligger fra centrum, jo langsommere vil den bevæge sig.

Hvordan finder man afstande i universet?

Hubbles lov som nævnt ovenfor. (v=H*d)

Parallaksemetoden:

Også beskrevet i OrbitC s. 138.

Vinklen til φ er den man kalder parallaksen.

Spektrummetoden

Supernovametoden

Bernhards stjerne:

φ = 0,000151°
d = 149,6*10^{6} /sin0,000151
d= 5,67 * 10^{13} km

Exoplaneter

Planeter i andre solsystemer

Side 6

Opgave 4 – Galakse

I spektret for en galakse har man målt en bølgelængde på 415,22 nm. Den tilsvarende bølgelængde er

393,37 nm i laboratoriet.

a) Bestem galaksen fart i forhold til Jorden.

b) Hvor lang væk fra Jorden er galaksen ifølge Hubbles lov.

For at finde ud af, hvor hurtigt galaksen bevæger sig skal man benytte følgende formel:

v = z *c. c er lysets fart: 3,0 * 10^{8} m/s. z er rødforskydningstallet og findes ved følgende formel:

a) Først finder vi rødforskydningstallet ud fra en ovennævnte formel:

    415,22−393,37
𝑧 =           = 0,055546

393,37

Dernæst benytter man så denne information til at finde farten for galaksen:

v = 0,055546 *3,00 * 10^{8} m/s
v = 1,67 * 10^{7} m/s

b) For at finde ud af, hvor langt væk galaksen befinder sig i forhold til os, benytter vi os af Hubbles lov. Vi har fundet farten, v, ovenfor og H er Hubbles konstant. Altså er det bare at sætte tal ind i formlen, og så

finder vi d. Formlen vi benytter er v = H *d
1,67 * 10^{7} = 2,30 * 10^{-18} s^{-1} * d
d = 7,26 * 10^{24} m

Universets alder

v = d/τ
v * τ = d

                   1
                                  17            9
τ = d/v 🡪 τ = 1/H =     s = 4,35 * 10 sek. = 13,8 * 10 år
                     −18
                2,30∗10