Naturkunskap A - Fysik

Genomgånget på lektioner


Astronomi



Människan har länge sökt svar i stjärnorna. Likt en enorm bläckpumpstest har man kunnat se olika saker på stjärnhimmlen, beroende på vem som tittade. De olika stjärnorna såg man som bilder av olika ting. I det antika Grekland tyckte man sig se figurer från den egna mytologin. Kineserna Man har sysslat med astrologi i 5000 år.

Astronomi är vetenskapen om himlakropparna. Redan de gamla grekerna har funderat på himlakroppars läge och rörelse. Astrologin var drivkraften; man sökte modeller för att kunna förutse planeternas positioner. Man kopplade ihop skeenden i det jordliga livet med olika händelser på himlavalvet. Till exempel ansåg man att kometer förebådade stora krig eller farsot.
Under lång tid var astronomi och astrologi nära förknippade med varandra. Men på 1600 – talet började man skilja astronomin från de mystiska inslagen.
De flesta teorierna från den tiden var dock allt som oftast teoretiska, inte som nu, bevisade genom experiment. De antika grekerna ansåg att jorden var universums medelpunkt, och alla planeter och himlakroppar kretsade kring den. Med tanke på att de utgick ifrån det de såg varje dag – solen som går upp i öster och går ner i väster är det inte så svårt att förstå att de fick för sig att solen kretsar kring jorden. Detta sätt att beskriva världsbilden – med jorden i centrum – kallas den geocentriska världsbilden.
Även Aristoteles hävdade att jorden var universums medelpunkt och att himlakropparnas cirkelformade banor runt jorden var eviga och oföränderliga. Aristoteles idéer anammades av kyrkan, varför den kom att vara den rådande (tillåtna) världsbilden fram till 1600 – talet. Med tanke på att kyrkan kom att bygga upp sitt världssyn kring detta antagande, är det inte så konstigt att de försvarade den med alla medel de kunde (bland annat inkvisitionen).

Människorna har också grubblat över hur stor jorden är. Under antiken var det en vetenskapsman som på matematisk väg beräknade jordens omkrets, bara genom att studera skuggan av två stavar som han stack ner i marken, en i Alexandria en på en ort längre söderut. Genom att räkna på vinklarna fick han fram en siffra som avvek bara på 5% för mycket, vilket faktiskt ligger inom den statistiska felmarginalen.

Den heliocentriska världsbilden utmanade Aristoteles lära och därmed också kyrkans uppfattning. Den ansåg att solen låg i centrum och alla andra planeter kretsade kring den.
Den första på medeltiden som på allvar la fram dessa teorier var Kopernikus på 1500 – talet. Han gjorde det med hjälp av matematiska beräkningar.
Tycho Brahe gjorde flera observationer om kometer och gjorde beräkningar om deras banor. Han förnekade dock hela tiden att hans teorier skulle stödja den heliocentriska världsbilden.
Men det var Johannes Kepler som med hjälp av Brahes mätresultat och egna observationer av planeten Mars som formulerade lagar om planeternas rörelser. Det var han som insåg att planeterna rör sig i elliptiska banor runt solen och inte cirkulära som man beskrev dem tidigare.
Det var Galileo Galilei från Florens i Italien som först använde kikare. Genom sin kikare kunde han urskilja geografiska formationer på månen och Jupiters fyra största månar. Galilei stödde den heliocentriska världsbilden och krävde att naturvetenskap skulle baseras på mätresultat och fakta från experiment. Han förkastade abstrakta spekulationer. Detta var en av de största revolutionerna inom vetenskapen och utmanade kyrkans världsbild. Kyrkan har därför kallat honom till ett förhör, varvid han med hot om att brännas på bål tvingades att förneka sina ”irrläror”. Då han gjorde det benådades han och dömdes ”endast” till fängelsestraff.
Britten Isaac Newton förklarade planetrörelserna med gravitationskraften. Enligt hans teori ökar cravitationskraften med ökande massa hos föremålet och närhet till detta. Att planeterna inte faller in mot solen beror på att de rör sig. Ju snabbare jorden en satellit (och även månen är en satellit) befinner sig, desto snabbare måste den röra sig för att inte gravitationskraften skall dra ner den mot jorden.
Newton uppfann även spegelteleskopet.
På 1700 – talet insåg man att solen är en av många stjärnor. Varje stjärna med planeter som kretsar kring kallas ett system. Vårt system är solsystemet – uppkallad efter dess stjärna.
Den astronomiska oranisationsstrukturen är alltså som följer: himlakroppar (planeter eller stjärnor) ingår i system. Många system ihop utgör en galax med en massiv svart hål i mitten och summan av alla galaxer är universum.

Det finns olika teorier om universums storlek. De flesta forskare anser att universum är oändlig. Begreppet oändlighet är dock högst teoretiskt; det är inget tal man kan räkna på. Man kan dessutom bara utgå ifrån det man har kunnat iaktta (x antal miljoner ljusårs avstånd) med de instrument som står till buds och då skall man veta att de har sina begränsningar.
Det finns teorier som hävdar att universum är visst ändligt. Man hävdar då att vårt universum är en atom i en vattendroppe på en grässtrå på en äng på en planet i ett helt annat universum.
Vilket man än tror så kan man konstatera att det är väldigt stora tal det är frågan om. Det är därför man kom att kalla dem för astronomiska tal.

Två sådana exempel är ljusår och ljushastighet. Ljuset är elektromagnetisk strålning och den har en hastighet på 300.000 km/s. Detta innebär att en ljuspartikel (foton) kan förflytta sig 300.000 km på en enda sekund. Eftersom månens avstånd till solen är ungefär 300.000 km tar det ungefär 1 s för ljuset att avverka denna sträcka. Det vi ser på månen händer inte nu, det hände för en sekund sedan.
Eftersom avstånden i rymden är så stora så är det inte mycket idé att räkna avstånd i km. På ett år färdas ljuset alltså 300.000 • 60 • 60 • 24 • 365 km på ett år. Detta blir 9460800000000 km, ett oerhört stort tal. När man jobbar med så stora tal är det lätt att missa nollor (om man räknar på papper) och då kan man räkna oerhört fel. Därför är det lättare att räkna i ljusår, vilket då motsvarar ca 9460800000000 km (om man inte räknar skottår). För att komma upp i ljushastighet måste farkosten accelerera i ett år.

Djuprymdsresor

Trots att avstånden är så stora har det inte minskat vår lust att resa i rymden. Men med till buds stående medel (konventionella raketer drivna med antingen syre och väte eller kväve), kommer man inte så långt. Knappt har man hunnit förflytta sig någon miljon km från Jorden så är bränslet slut. Konventionella raketer ger en bra acceleration, men de varar inte så länge. I en sådan motor antänder man en blandning av två gaser – lämpligen syre och väte – och utnyttjar accelerationen som är en följd av explosionen. Men när bränslet tar slut, blir det inte någon mer acceleration. Så skall man åka riktigt långt, måste man använda sig av något annat.
En idé som man på senare tid kom att testa är jonmotorn. Den har med framgång testats i farkosten Deep Space One, som man skickade iväg i slutet av 1990 – talet. Farkosten testade många nya system som djuprymdssonder kommer att behöva. I jonmotorn använder man en ädelgas, som man laddar med elektrisk ström, en atom åt gången. De exciterade atomerna lämnar munstycket med stor fart och skjuter farkosten framåt.

Eftersom det tar så lång tid att kommunicera med en farkost som befinner sig så långt bort, kan man inte riktigt fjärrstyra den. Farkosten kan hamna i sådana situationer att de förprogrammerade data inte räcker till. Därför utrustades den med ett autonomt system; Autonav vilket möjliggör för den att fatta egna beslut. Farkosten testades under färden med simulerade fel, vilket Autonav korrigerade för. Till markpersonalens stora förvåning så har det visat sig att programvaran har varit mera intelligent än vad de har kunnat föreställa sig.

Även jonmotorn har den stora begränsningen att bränslet tar slut. Detta innebär att det bästa alternativet hade varit att använda sig av en sådan farkost som använder universums vanligaste grundämne – väte som bränslekälla. Väte finns – om än i mycket små mängder – spridd i världsrymden. En farkost som går på väte tar in väte i framdelen, och drivs av en fusionsreaktion, där två väteatomer och neutroner slåss ihop till en heliumatom. Teorin är att ju snabbare farkosten rör sig, desto mer väteatomer strömmar in och desto mer fusioner sker som i sin tur kommer att accelerera farkosten ännu mera. Denna teoretiska farkost kallas för ramjet.

Hur man än gör har man ju tidsaspekten att ta hänsyn till. Vilken resa som helst skulle ta tid. Även med en ramjet tar det flera år till nästa stjärna. Så hur ta sig från punkt A till B under rimlig tid?

Albert Einstein hade en tanke om att rymden går att kröka. Genom att göra så kan man flytta två punkter nära varandra och då tar inte resan mycket kortare tid. Hur en sådan rymdkrökning skall gå till vet man dock inte i dagsläget. En annan idé är att utnyttja svarta hål som maskhål; genvägar till andra platser i universum.

Astronomerna anser att galaxerna i universum avlägsnar sig från varandra. Genom att räkna bakåt på hastigheten, har man uppskattat universums ålder till 15 – 20 miljoner år. Man anser att universum uppstod från en enda punkt i en enorm explosion som man kom att kalla Big bang. Vid den här explosionen bildades all materia som allt i universum sedan kom att bestå av.

En stjärnas olika faser



En stjärna föds ur ett kallt, instabilt moln bestående av gas och stoft. Gasmolnet består till ca 74 procent av väte, till 25 procent av helium och endast ca en procent utgörs av andra grundämnen. Gasmolnet innehåller förtätningar där densiten är 104-105 atomer/kubikcentimeter och där temperaturen är låg, ca 10-50 K. Att molnet är tillräckligt kallt är en förutsättning för att en stjärna ska börja bildas. Molnet måste också vara instabilt för att stjärnor ska kunna skapas. Stoftet i gasmolnet hjälper effektivt till att leda bort värme, vilket underlättar bildandet av stjärnor. När molnet är tillräckligt kallt, ca 10-50 K, så rör sig atomerna i molnet så långsamt att gasmolnets inre tryck inte kan stå emot sin egen vikt och molnet börjar dra ihop sig under inverkan av sin egen gravitation. Under sammandragningen omvandlas gravitationsenergi till termisk energi (värme) vilket långsamt värmer upp gasen. Gasmolnet drar alltså ihop sig och delas upp i mindre delar, fragment, som var och en kommer att bilda en ny stjärna. Tryck, temperatur och densitet (täthet) ökar i molnfragmenten och förstadiet till en stjärna, en så kallad protostjärna håller på att bildas inne i fragmenten. Eftersom det inre trycket ökar försvåras sammandragningen, men om massan är tillräckligt stor kan den fortsätta ändå. Protostjärnan är relativt tät och ogenomskinlig och allteftersom sammandragning fortsätter kommer den att bli tätare och mindre ogenomskinlig. Så småningom bildas en yta - en sk. fotosfär hos protostjärnan. I gasmolnet förekommer slumpmässiga rörelser åt olika håll. Under sammandragningen kommer de att förstärkas och dras samman med en alltmer krympande radie till en rotation. Rotationens riktning kommer att bero på vilken riktning som dominerat i de slumpmässiga rörelserna. När gasmolnet dras samman ökar rotationen. Detta pga en fysikalisk lag som säger att produkten av rotationshastigheten och avståndet till rotationscentrum hos ett isolerat system är konstant, dvs rörelsemängdsmomentet är konstant. Detta kan jämföras med en konståkare som gör en piruett. När konståkaren drar in armarna ökar hastigheten som konståkaren roterar med. Detta beror på att när konståkaren drar in armarna minskar avståndet till rotationscentrum och i gengäld måste rotationshastigheten öka om produkten av de båda ska vara konstant. När rotationen i protostjärnan har blivit tillräckligt kraftig så är ytterliggare sammandragning omöjlig. Nu sker (oftast) ett visst läckage av de inre delarna rörelseenergi och på detta sätt utvecklas en skiva av gas i ekvatorns plan. Skivan kallas ackretionsskiva. Enligt vad man vet idag har inte alla stjärnor ackretionsskivor. Däremot vet man att lågmassiva stjärnor i stort sett alltid har ackretionsskivor, men det är inte lika vanligt att tungmassiva stjärnor har det. Varför vissa stjärnor inte utvecklar ackretionsstjärnor är en fråga man fortfarande inte har svaret på. På bilden nedan visar hur stjärnan bildas från att den dras ihop i gasmolnet, tills dess att en ackretionsskiva har utvecklats runt sjärnan.


Efter några tusen år (det kan ta åtskilligt längre tid beroende på stjärnans storlek) är gasmolnet så varmt att det börjar stråla ut ljus. I många fall strålar protostjärnan under detta skede ut mycket starkare ljus än den kommer att göra när den har blivit en färdig stjärna. Detta var t. ex. fallet med solen och detta beror på att yttemperaturen är relativt stor, medans radien hos protostjärnan är ofantligt mycket större än radien kommer att vara hos den ``färdiga stjärnan''. Trots att protostjärnan strålar ut ljus kan man inte se den, för den ligger gömd inuti det omkringliggande gasmolnet. Protostjärnans yttemperaturen brukar vid detta stadium vara omkring 2000-3000 K och dess temperatur i centrum någon miljon grader Kelvin. Det omkringliggande gasmolnet absorberar det utstrålade ljuset och värms upp till ett par hundra grader Kelvin. Det varma gasmolnet strålar i sin tur ut värmen som infrarött ljus. Detta utnyttjar astronomer för att ta reda på var nya stjärnor håller på att bildas. Strax innan en protostjärna når det stadium då kärnreaktionerna sätter igång i dess inre och den blir en ``riktig stjärna'' så kommer den in i ett stadium som kallas T Tauri-fas. Enligt vad man vet idag så finns det två olika faser, nämligen den klassiska T Tauri-fasen och den nakna T Tauri-fasen. Den klassiska T Tauri-fasen kännetecknas av att protostjärnan har en ackretionsskiva. Att den har det ser man med hjälp av emissionlinjer i spektrat. Protostjärnor i den här fasen är också magnetiskt väldigt aktiva och de roterar långsammare än de stjärnor som befinner sig i den andra T Tauri-fasen. I den nakna T Tauri-fasen befinner sig protostjärnor som saknar ackretionsskivor. Protostjärnorna i denna fas roterar snabbare än de i den klassiska T Tauri-fasen och de är också något äldre. Det verkar alltså som att existensen av ackretionsskiva ger en något lägre rotation och detta skulle kunna bero på hur de inre delarna av ackretionsskivan magnetiskt samverkar med magnetfältet. Men exakt vad som händer i T Taurifasen och vad som inträffar med ackretionsskivan är något som det forskar mycket på idag och här finns alltså många obesvarade frågor. En annan intressant observation från T Tauri-fasen är att protostjärnan under denna period är mycket aktiv på så sätt att den skiftar mycket i ljusstyrka, både i synlig ljus och i röntgenljus. I den klassiska T Tauri-fasen är skiftningar i det synliga ljuset vanligare än i den nakna T Taurifasen medan skiftningarna i röntgenstrålning mellan de båda faserna inte verkar variera alls. Detta väcker frågan om det är samma sak man mäter och hur det kan vara på detta sätt? En teori om varför skiftningen i det synliga ljuset är vanligare i den klassiska än den nakna T Tauri-fasen är att det faller ner klumpar av gas och stoft från ackretionskivan på stjärnan och att den på detta sätt tillförs bränsle.

I T Tauri-fasen kommer något intressant att inträffa i ackretionsskivan och våldsamma fenomen kommer att uppträda i protostjärnans yta. Dessa fenomen beror på att den inre strukturen håller på att förändras. Aktiviteten inuti stjärnans inre strukturen ger upphov till kraftiga strömmar av partiklar, en så kallad stjärnvind. Partiklarna i vinden består mest av protoner. Stjärnvinden strömmar utåt från protostjärnan med en hastighet på ca 200 km/s. Stjärnvinden kommer dock bara att stråla ut från polerna. Den på detta sätt uppkomna stjärnvinden kommer att påverkar gasen i ackretionsskivan. Om gasen i detta område bara innehåller väte och helium, inträffar inget annat än att området blir tomt. Men om gasen i detta område innehåller molekyler, så kommer en del av de ämnen dessa bygger upp, att övergå till fast form vid höga temperaturer, dvs nära protostjärnan. Dessa partiklar kommer inte längre att påverkas av gastrycket och de kommer att stanna kvar nära stjärnan. Lättare ämnen kommer att fortsätta utåt med stjärnvinden och på detta sätt sker en separation av ämnen. Nära stjärnan kommer ämnen med hög kokpunkt att finnas, t. ex. metall- och kiseloxider, medans lättare ämnen, kommer att drivas utåt. Stjärnvinden kommer alltså att blåsa bort molnet runt protostjärnan, varpå den blir synlig. En annan intressant iakttagelse då det gäller ackretionsskivan är att den kommer att upplösas och försvinna, men man vet inte exakt vad som händer med den och varför detta inträffar. Kanske är det så att materien i ackretionsskivan går åt till att bilda planeter runt stjärnan, vilket skulle kunna förklara varför planeterna runt solen ligger i samma plan? Kanske kommer stjärnan bli så varm att gasen och stoftet i ackretionsskivan upplöses?

Gasmolnet fortsätter att dra ihop sig tills trycket och temperaturen i protostjärnans centrum blir så högt att en kärnreaktion kan starta - stjärnan tänds, dvs tills rotationen har blivit så kraftig att ytterligare sammandragning inte är möjlig. Genom läckaget av rörelseenergi från de inre delarna till ackretionsskivan bromsas rotationen i de inre delarna upp. Nu kan sammandragningen i de inre delarna sätta igång igen och temperaturen i dem ökar ytterligare. Temperaturen inuti stjärnan är runt 10-15 miljoner grader då den brinner för fullt. Då värme är ett uttryck för rörelseenergi innebär det att partiklarna inuti protostjärnan rör sig allt snabbare och snabbare. Partiklarna är protoner, heliumkärnor och elektroner. När partiklarna rör sig tillräckligt snabbt, kan en del av protonerna övervinna den repulsiva (bortstötande) kraft som deras laddningar ger upphov till och de kommer så nära varandra att de kan fogas samman till helium. Den kraft som fogar samman stjärnorna är den starka växelverkan. Temperaturen inuti stjärnan är några miljoner grader Kelvin då den tänds, dvs då protonerna börjar fogas samman med varandra. Detta är det man kallar för kärnreaktioner och det är först nu den "riktiga stjärnan" har bildats.
  • Kärnreaktionerna
Kärnreaktionerna i stjärnans inre frigör enorma mängder energi, som i sin tur ger upphov till ett tryck utåt som motverkar gravitationen och sammandragningen upphör. När kärnreaktionerna och gravitationen balanserar varandra blir stjärnan stabil. Den energi som då frigörs vid väteförbränningen i stjärnans inre är lika stor som den energi som strålar från stjärnans yta.

En sådan här kärnreaktion är mycket svår att åstadkomma. Man räknar med att i en stjärna av solens typ, kommer varje proton att krocka med en annan ca 100 miljoner ggr per sekund. Trots detta kommer det att ta ca 14 miljarder år innan en proton lyckas förena sig med en annan. Att solen och andra stjärnor av samma typ trots allt lyser beror på att de innehåller enorma mängder protoner och på att vissa protoner, trots svårigheterna, lyckas slå sig samman med andra efter bara några få krockar. Den hastighet som reaktionen har, bestäms av hur styrkeförhållandet mellan olika typer av växelverkan är.

I kärnreaktionen kommer fyra vätekärnor att att förenas till en heliumkärna. Först kommer två vätekärnor att förenas och en positron kommer att bildas. Positronen kommer omedelbart att krocka med en elektron och de båda partiklarna kommer att förinta varandra och återbilda den strålning som de själva skapades av (så kallad annihilering). Strålningen sänds ut och i nästa steg kommer mer strålning att skapas och sändas ut. Energin som krävs för att bilda fotonerna tas ifrån vätekärnornas massa, av vilken en mindre del alltså omvandlas till energi. Den bildade heliumkärnan kommer alltså att ha en mindre massa än de fyra väteatomerna har tillsammans.
  • Den unga stjärnan
Runt den nya stjärnan finns fortfarande stora mängder gas och stoft. En del av detta klumpar ihop sig och bildar nya planeter. För att gasmolnet ska börja dra ihop sig och bilda stjärnor så måste det komma i obalans, bli instabilt. Ett gasmoln kan t. ex. bli instabilt genom att olika gasmoln krockar med varandra eller genom att chockvågor från en explosion av en supernova påverkar molnet. När (massiva) stjärnor har börjat bildats i en del av ett gasmoln, så kommer de att stråla ut enorma mängder ultraviolett strålning, vilket kommer att värma upp den omgivande gasen. Värmen kommer att öka trycket i gasen och den kommer då att börja expandera. Den varma gasen kommer att blandas med den omgivande kalla gasen och trycka ihop materien tills den har samma tryck som den expanderande varma gasen. I ett typiskt gasmoln kommer detta att öka gasens densitet med en faktor hundra. Så höga densiteter utgör i sin tur förutsättningar för att nya stjärnor ska kunna bildas. Alltså försätts den omkringliggande gasen i obalans, så att den i sin tur börjar bilda nya stjärnor. Dessa påverkar i sin tur gasen lite längre bort och en stjärnas födelse i ett gasmoln startar därför oftas en kedjereaktion där massvis av nya stjärnor föds.

Stjärnbildning är inte en särskilt effektiv process, oftast används enbart några procent av gasen i molnet, som mest kanske 25 procent. Den kvarblivna gasen hettas upp, antingen av strålning från stjärnan eller av supernovaexplosioner och blåses iväg till andra delar av rymden.
  • Stjärnornas död
En anledning till att en stjärna dör är att den inte längre har tillräckligt med kärnbränsle för att hålla igång sin egen energiproduktion. Stjärnans kärnbränsle består av väte som omvandlas till helium. När allt väte i stjärnans centrum är förbrukat så krymper dess centrala delar ihop. Trycket och temperaturen kan då bli så höga att heliumet som bildats kan omvandlas till kol och syre vilket leder till att stjärnan sväller upp till gigantisk storlek och bildar en röd jätte.

I ett lager utanför kärnan finns nu fortfarande väte som kan omvandlas till helium. På samma sätt förvandlas detta heliumet till kol och syre. Allt eftersom lager på lager omvandlas utåt kastas stora delar av stjärnans yttre lager ryckigt ut i rymden. Ett slags kosmisk rökring bildas av den lysande gasen. Detta kallas för planetarisk nebulosa. Så småningom upphör kärnreaktionerna. Då faller stjärnan samman och bildar en vit dvärg medan den långsamt avsvalnar.

Detta gäller bara för stora stjärnor. Om stjärnan är riktigt liten blir trycket och temperaturen inte tillräckligt hög för att heliumet skall kunna omvandlas till kol och syre. Dessa stjärnor förvandlas då direkt till vita dvärgar när allt väte har omvandlats till helium.

Om stjärnan är minst åtta gånger tyngre än solens massa blir trycket och temperaturen också högre naturligtvis. Vid dessa förhållanden fortsätter omvandlingen av det bildade kolet till neon och magnesium. I de tyngsta stjärnorna kan magnesium omvandlas till kisel och svavel, som till slut omvandlas till järn och nickel. Det sker ingen vidare omvandling då ännu tyngre grundämnen kommer att förbruka energi istället för att producera energi. När stjärnan är i detta tillstånd, kollapsar den då detta frigör en stor mängd energi. Med hjälp av denna energi kan kärnreaktioner i resten av stjärnan startas. Till slut sprängs stjärnan i stycken s.k. supernovaexplosion. Kvar finns nu bara de innersta delarna av stjärnan som sluts ihop till en neutronstjärna eller ett svart hål.
  • Supernova
En supernova är en exploderande stjärna. För att en supernova skall bildas så måste den ha en stor massa. Eftersom kärnreaktionerna i en stor stjärna också sker i en högre hastighet så förbrukas dess väteförråd snabbare. När tyngdkraften inte längre balanserar med strålningstrycket så börjar stjärnans kärna att falla ihop. När temperaturen ökar och vätet runt kärnan förbränns krymper de inre delarna av kärnan samtidigt som de yttre delarna expanderar. När temperaturen har nått ett tillräckligt högt värde kan vätet omvandlas till helium, och heliumet används nu till bränsle. Krympningen av de inre delarna stannar tillfälligt då det finns energi att förbränna från heliumet. När heliumbränslet tar slut börjar nästa skal av stjärnan att komprimeras igen samtidigt som de yttre delarna expanderar. Nytt helium bildas av vätet som finns på det nya skalet. På detta sätt kan allt tyngre grundämnen byggas upp tills järn och nickel bildas. Eftersom dessa ämnen är så tunga så krävs det mer energi att omvandla till ytterligare tyngre ämnen, än att frigöra energi. Vid detta skede börjar stjärnans inre delar att sjunka samman (komprimeras) i en oerhört hög hastighet, alltså motsatsen till explosion! En del gravitationsenergi frigörs och ännu tyngre grundämnen kan nu bildas. Atomkärnorna tar upp ännu fler elektroner då tyngre grundämnen bildas, vilket leder till att trycket minskar. Detta i sin tur ökar hastigheten på sammandragningen av stjärnans inre delar. Dessa elektronerna tas upp av protonerna som omvandlas till neutroner och en stor mängd neutriner frigörs från kärnpartiet. Sammandragningen upphör tillfälligt då stjärnans inre delar får samma densitet som en atomkärna. Stjärnans yttre delar fortsätter att expandera, träffar den täta kärnan och studsar tillbaka utåt. En chockvåg utåt bildas samtidigt som nya kärnreaktioner börjar ta fart vilket leder till att chockvågen förlorar energi. Med hjälp av de bildade neutrinerna kan chockvågen ta sig igenom hela stjärnan och ta med sig delar av stjärnskalen. Dessa delar flyger iväg i en enorm hastighet och sprids ut i rymden. En supernovaexplosion har nu inträffat!

  • Neutronstjärnor
Efter att en supernovaexplosion har inträffat kan en neutronstjärna bildas. Den bildas om stjärnan har en massa som är tyngre än 1,4 gånger solens massa. Stjärnan kommer att rotera allt snabbare då dess storlek krymper och den komprimeras enligt den fysikalisk lagen "Bevarande av rörelsemängdsmomentet" (se Sammandragning ger upphov till rotation). En stjärna som roterar ett varv i månaden innan den dör, kommer att få en hastighet som är högre än ett varv per sekund då den komprimeras till neutronstjärnans storlek (som inte är mer än två till tre mil i diameter). På grund av sin stora densitet, har neutronstjärnor mycket kraftiga magnetfält. Med en kombination av hög hastighet och ett kraftigt magnetfält, kan man säga att neutronstjärnor fungerar som en jättelik elektriskt generator som producerar kraftiga elektriska fält kring stjärnytan. Eftersom trycket är för litet för att omvandla protoner och elektroner till neutroner så finns de fortfarande kvar som laddade partiklar på stjärnytan. Det kraftfulla elektriska fältet får dessa laddade partiklar att åka med i det magnetiska fältet kring stjärnytan. Partiklarna accelererar och avger energi under resans gång från den magnetiska nordpolen till den magnetiska sydpolen, som på en magnet. Från var sitt håll av polerna skjuts elektromagnetiska strålar (laddade partiklar) ut i rymden.
  • Pulsarer
En pulsar bildas när neutronstjärnans rotationshastighet är oerhört stor t.ex. hundra varv per sekund. De elektrisk laddade partiklarna accelereras så kraftigt att de bildar elektromagnetisk strålning som sänds ut i rymden. Denna strålningen får sin energi från rotationsenergin.
Om magnetpolerna inte sammanfaller med stjärnans rotationsaxel kan de svänga runt i en cirkel runt sin egen axel. Dessa strålar kan på så sätt svepa förbi jorden, förutsatt att jorden ligger i strålens väg. Från jorden kan man se dessa strålar blinka till regelbundet som ljuset från en fyr. Eftersom pulsarer pulserar så regelbundet kan man använda dem som klockor. Pulsaren kan börja rotera långsammare med tiden då den förlorar en viss del av sin rotationsenergi på grund av strålningen.
  • Vita dvärgar
Vita dvärgar bildas av stjärnrester med en massa mindre än 1,4 gånger solens massa. De kallas för vita dvärgar för att de är klumpar i jordens storlek som lyser tidsbegränsat på grund av restvärme. De slocknar så småningom när de svalnar och bildar kalla svarta gasklot. Förloppet för en vit dvärg är ungefär som för supernovan. Alltså, när väteförrådet tar slut så tar gravitationen över. De yttre delarna expanderar medan de inre delarna komprimeras, men till skillnad från supernovan så kommer inte stjärnans yttre delar att studsa lika kraftigt mot kärnan då den expanderar. Det kommer inte heller att finnas en lika kraftig neutrinoström som driver materialet utåt.

Den vita dvärgen kommer nu att bli en väldig het, röd jättestjärna, då innerdelarna hettas upp. Allt detta medför att ytterst lite av stjärnans yttersta skikt omvandlas, dvs. ytterst lite kärnreaktioner har ägt rum. Detta innebär att det material som sprids ut i rymden nästan enbart består av helium och väte. De tyngre ämnen som bildats i kärnan kommer att finnas kvar där för evigt. En vit dvärg kan därför ha en massa som är större än solens massa men ändå ha jordens storlek.
  • Svarta hål
Svarta hål bildas av stjärnrester som har en massa större än tre gånger solens massa. Eftersom det nu gäller en sådan stor massa så kan inget längre hålla emot den enorma tyngdkraften i stjärnan och då kollapsar den till ett svart hål. Enligt tidigare slutsats så innebär det att ju större densitet desto större dragningskraft vid ytan. Detta i sin tur innebär att när den kollapsade stjärnan har några kilometers radie, så kan flykthastigheten (d.v.s hastigheten för ett föremål att lämna objektet) bli större än ljusets hastighet!! Detta avstånd kallas för ``det svarta hålets händelsehorisont'' eller ``Schwarzschild-radie''. Eftersom dragningskraften är större än ljusets hastighet innanför händelsehorisonten, dvs. i det svarta hålet så kan all materia som hamnar inne i hålet falla i oändlighet in mot centrum där tätheten blir oändlig. Hur detta går till kan ingen förutsäga då våra fysiska lagar inte längre gäller. Ett svart hål finns genom att man har upptäckt en roterande skiva med gas som sänder ut strålning på grund av värme. Eftersom ett svart hål är osynligt har man definerat något som ett svart hål med hjälp av uteslutningsprincipen.

Strålning

Elektromagnetisk strålning kan beskrivas på två olika sätt:
  • Strålning är en vågrörelse.
Ju fler vågor det kommer fram per tidsenhet (lämpligen 1 s) desto mera energirik är strålningen. Om inte annat så ser man det genom att räta ut vågorna; ju fler vågor/per tidsenhet, desto längre linje, desto mera energirik strålning.
  • Strålning är en partikel.
Som sådan skall den dels kunna ha en massa och dels kunna vägas. Partikeln är fotonet, som har en "omätbart liten" massa. Men i och med att den har en massa, kan den "knuffa" på föremål. Detta åskådliggörs på ett bra sätt med solsnurran. I detta finns fyra plattor monterade, vardera med en mörk och en blank sida. Fotoner absorberas av mörka ytor och stöts bort av blanka. I och med detta kommer man att kunna sätta dem i rörelse i ett utrymme där luftmotståndet är litet (inuti glasbubblan).

Elektromagnetisk strålning har olika speciella egenskaper.
  • Sprids genom vakuum.
  • Kan penetrera materia.
  • Splittrar upp bindningarna i kemiska föreningar.
Olika våglänger av elektromagnetisk strålning kallar man för olika saker. Olika våglänger med olika intensitet har olika förmågor att penetrera olika material.
Den mest energirika elektromagnetiska strålningen är gammastrålningen. Det finns andra radioaktiva strålningstyper, såsom alfa och betastrålning. Men dessa är inte lika energirika som gammastrålningen.
Alfastrålning kan man skärma av med papper. Betastrålning penetrerar papper, men kan skärmas av med hjälp av aluminum eller titan. Gammastrålning kan delvis skärmas av med bly eller högdensitetsbetong. Ljud

Ljud är ingen elektromagnetisk strålning. Den kan därför inte fortplanta sig i vakuum. Ljud måste passera igenom en materia. Detta beror på att ljud kommer av att atomerna i en materia sätts i rörelse på ett visst sätt. Finns det inga atomer att sätta i rörelse, kommer inte ljud att fortplantas.

Länkar

Tillbaka till huvudsidan
Naturkunskap A

Email: laszlo.pongo@spray.se