Her er en rask oppsummering av uken som var:
AST3310 Astrofysiske plasma og stjernenes indre
Vi har begynt å snakke om fusjonsprosessene som foregår inni stjerner. Det er disse prosessene som holder stjernen «i live». Typen fusjonsprosess avhenger av stjernens temperatur og masse. Vi skiller mellom proton-protonkjeder (finnes tre varianter) og CNO-syklusen. Poenget er å gjøre om hydrogen til tyngre grunnstoffer for å skape energi. Det er alltid én graf som blir dratt frem når man snakker om fusjon:
Bindingsenergi. Figur: Wikipedia
Så lenge stjernen fusjonerer grunnstoffene til venstre for toppunktet på grafen (markert ved Fe = jern), får man frigjort energi. Grunnstoffene til høyre for toppunktet må man tilføre energi for å danne.
AST3220 Kosmologi I
Denne uken har vi snakket mer om selve kjernebegrepene innen kosmologi: isotropi og homogenitet, som jeg skrev om i uke 1.
Vi har også snakket om hvordan man kan observere at universet ekspanderer. I følge Einsteins ligninger må universet enten utvide seg eller trekke seg sammen – det kan ikke være statisk. Så hvilken er det?
Dette kan man avgjøre ved å bruke Dopplereffekten, som sier at lyset fra objekter som er på vei vekk fra oss vil bli rødforskjøvet, dvs. lyset får lengre bølgelengde og lavere frekvens, og blåforskjøvet hvis de beveger seg vekk fra oss. For å vite hvor stor forskyvningen er, trenger vi å vite hvilken farge objektet har dersom vi stod i ro ved siden av det, slik at vi kan se hvor stor endringen i farge er. Men hvordan vet vi hva slags farge f.eks. en galakse egentlig har når vi bare kan observere den fra vår posisjon? Jo, vi kan se på spekteret til galaksen. Spekteret forteller oss hvilke grunnstoffer som er til stede i galaksen, markert som sorte linjer i spekteret (hvert grunnstoff har sitt karakteristiske mønster av sorte linjer). Deretter kan vi sammenligne spekteret til galaksen med spekteret til de samme grunnstoffene sett i laboratoriet, hvor grunnstoffene ikke beveger seg vekk fra oss. Da kan man se hvor mye lyset er forskjøvet og finne en verdi for forskyvningen z.
Det vi faktisk observerer er at alle galakser, unntatt de aller nærmeste som vi er gravitasjonelt bundet til, er rødforskjøvet, dvs. på vei vekk fra oss, og galaksene lengst unna beveger seg fortest. De fjerneste objektene vi kan se er de objektene hvor lyset har rukket å komme frem til oss i løpet av universets levetid, noe som gir oss en nedre grense på universets alder – objektene må jo også ha hatt litt tid på seg til å dannes. Den største rødforskyvningen som er observert i dag er på z = 8.6, hvilket betyr at lyset ble sendt ut for ca. 13.1 milliarder år siden (universet er ca. 13.8 milliarder år gammelt)!
På slutten av ukens gruppetime fikk vi utdelt følgende vitenskapelige artikkel (det er gøy å lese ordentlige vitenskapelige artikler og denne her var ikke sååå tung og vanskelig):
Vakuum er jo kjent for å ikke være ingenting, men fylt med partikler som popper inn og ut av eksistens (beskrevet ved Heisenbergs uskarpshetrelasjon). Forfatterens synspunkt (anno 1973) er at det kan være tilfellet at universet er en vakuumfluktuasjon! Men han påpeker at modellen hans er ganske spekulativ 🙂
FYS3140 Matematiske metoder i fysikk
Denne uken har vi snakket videre om integraler og Cauchys integralformler, samt Taylorrekker. Det er ikke så mye å si om det, egentlig.
God helg! 😀
