Videreutdanning astronomi
Download
1 / 25

Videreutdanning astronomi - PowerPoint PPT Presentation


  • 272 Views
  • Uploaded on

Videreutdanning astronomi. Stjerneliv og stjernedød. Cathrine W. Tellefsen. Litt kjernefysikk. Kjernespråket: A=Z+N Atomnummer, Z (= protontall) Nuklide Nukleon Nukleontall, A Atommasseenhet, u Isotoper Skrivemåter og regneeksempler. Krefter og energi i atomkjernen.

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about ' Videreutdanning astronomi' - chaz


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
Videreutdanning astronomi

Videreutdanning astronomi

Stjerneliv og stjernedød

Cathrine W. Tellefsen


Litt kjernefysikk
Litt kjernefysikk

  • Kjernespråket:

    • A=Z+N

    • Atomnummer, Z (= protontall)

    • Nuklide

    • Nukleon

    • Nukleontall, A

    • Atommasseenhet, u

    • Isotoper

  • Skrivemåter og regneeksempler


Krefter og energi i atomkjernen
Krefter og energi i atomkjernen

  • Hvorfor sprenges ikke kjernen av de frastøtende kreftene mellom protonene?

  • To viktige vekselvirkninger:

    • elektrisk kraft (frastøtende)

    • sterk kjernekraft (tiltrekkende)


Bindingsenergi
Bindingsenergi

  • Energi som må til for å frigjøre et nukleon fra kjernen

  • Total bindingsenergi: hvor mye energi må til for å frigjøre alle nukleonene

  • Gjennomsnittlig bindingsenergi per nukleon


Masse per nukleon

E=mc2

Masse per nukleon


Hva er vanskeligst for elevene
Hva er vanskeligst for elevene?

  • Masse per nukleon graf /bindingsenergi

  • Bruk av tabellen for å regne ut frigjort energi, spesielt når elektronregnskapet ikke går opp!

  • Vi ser på

    • Fusjonssimulering

    • Bevaring av energi (simulering)

    • Tre konkrete oppgaver fra ERGO (7.19, 7.126 og B-7.7)


Elevers forestillinger om stjerner
Elevers forestillinger om stjerner

  • Er solen en stjerne?

  • Lever stjerner for alltid?

  • Er alle stjerner like langt unna?

  • Er alle stjerner like?

  • Er alle stjerner gulhvite?

  • Hvorfor lyser stjerner?

  • Stjerneskudd – er det stjerner som dør?


Stjerneliv
Stjerneliv

  • Hvorfor lyser stjerner?

    • Fusjonsprosesser i sentralområdene (ikke bruk ordet forbrenning!)

  • Livet på hovedserien

    • Hydrogen fusjonerer til helium. To dominerende prosesser

      • pp-kjeden

      • CNO-syklusen



En stjerne varer ikke evig
En stjerne varer ikke evig

  • Stjerners fødsel (kort prosess)

    • Veien inn mot hovedserien

  • Stjerners ”voksne liv” (langvarig og stabilt)

    • På hovedserien (ikke helt i ro, men nesten)

    • Hydrogen -> helium

  • Stjerners død (kort prosess)

    • Oppover i HR-diagrammet mot kjempestjerne

    • Nedover i HR-diagrammet mot hvit dverg


Stjerneutvikling
Stjerneutvikling

Figur fra ERGO

  • Brune dverger?

  • Supernova –> hvit dverg?


Opprinnelig masse og restmasse
Opprinnelig masse og restmasse

  • Opprinnelig masse er massen på hovedserien

    • Varierer pga stjernevind

    • Vanskelig utgangspunkt for å avgjøre sluttstadiet

  • Restmasse er massen rett før stjernen blir hvit dverg, nøytronstjerne eller svart hull

    • Helt avhengig av hvor mye masse stjernen kvitter seg med i sluttfasene av livet

    • Mer sikkert utgangspunkt for å avgjøre sluttstadiet


Skjebnesymfonien
Skjebnesymfonien…

  • Eleven skal kunne

    • Beskrive stjerners livssykluser og forklare hvordan grunnstoffer blir bygd opp i stjerner


Kaffepause
Kaffepause!

Etter pausen:

Planetariske tåker, novaer, hvite dverger

Supernovaer, pulsarer, nøytronstjerner

Hypernovaer, gammaglimt, svarte hull


Fra middels stjerne til hvit dverg
Fra middels stjerne til hvit dverg

  • De aller minste stjernene – vet ikke hva som skjer, universet er for ungt.

  • De nest minste:

10 % av opprinnelig masse har fusjonert til helium, for lite strålingstrykk, stjernen trekker seg sammen

Temperaturen øker til 100 millioner K, helium fusjonerer til karbon

Fusjonsprosessene brer seg utover, stjernen eser ut og blir en rød kjempe, hydrogen fusjonerer til helium i et skall lenger ut


Fra middels stjerne til hvit dverg1
Fra middels stjerne til hvit dverg

Skallet nærmer seg de ytre lagene av stjernen og det oppstår en voldsom solvind. Ytre del av hydrogenlaget blåses vekk.

Stjernen pulserer – Miravariabel.

Stjernen sender ut hydrogen og tyngre grunnstoffer. Sluttproduktet er en hvit dverg.

Energirik stråling fra hvit dverg treffer utsendt gass, fluorescens, planetarisk tåke!

AGB-stjerner: kilde til tyngre grunnstoff


Snurr film
Snurr film!

  • http://www.spacetelescope.org/videos/hst15_chapter04/


Superkjemper n ytronstjerner og pulsarer
Superkjemper, nøytronstjerner og pulsarer

Betelgeuse er en rød superkjempe

Pulsar i krabbetåken



Ekstrem fysikk
Ekstrem fysikk

  • Kontorstoleksperimentet relatert til nordlys

  • Skalamodeller

  • Husk hovedlinjene – det er lett å miste fokus i alt det ”kule”

  • La elevene få glede seg, undre seg og bli motivert til å studere fysikk videre 


Hypernovaer gammaglimt og svarte hull
Hypernovaer, gammaglimt og svarte hull

  • Vela-satellittene

  • To typer gammaglimt

    • Lange; eksploderende hypernova

    • Korte; kollisjon mellom to nøytronstjerner eller en nøytronstjerne og et svart hull

  • Husk læreplanen!

  • Read and enjoy



Relativitetsteori og svarte hull
Relativitetsteori og svarte hull

  • Generell relativitetsteori

  • Tidrom

  • Kritisk radius

  • Singularitet

  • Hendelseshorisont

  • Schwarzschildradius

  • Film!


ad