NOVA quizzer->Vinterferiequiz 2008

(1) Hovedseriestjerner med en større masse end 8 solmasser har mange fusioner, inden det slutter med en centerkerne bestående af nikkel-jern, som kollapser (imploderer), når kernens masse bliver større end Chandrasekhars grænsemasse (CG) på ca. 1,3 solmasser Derefter følger en supernovaeksplosion (SN) af type: Ib, Ic eller II. Disse fusioner er:
Hydrogenfusion til helium; Heliumfusion til kulstof (uden heliumflash); Kulstoffusion til neon; Neonfusion til oxygen; Oxygenfusion til silicium; Siliciumfusion til nikkel-jern.
For hver fusion bliver stjernen mere og mere massiv i centerkernen (densiteten stiger) og mere og mere varm. Endvidere bliver varigheden af fusionsprocesserne kortere og kortere.
Efter at en bestemt fusion er slut i centerkernen, fortsætter den i en skal rundt om centeret. Den næste fusion tager nu over osv. Stjernen bygges op som et løg med indtil mange skaller (med fusion) rundt om centerkernen (fusionscenteret).
Stjernen starter med hydrogenfusion, som kan vare ved omkring 10 millioner år.
Densiteten er her typisk 6 g/cm3. Temperaturen ca. 35 millioner K.
Når stjernen når til siliciumfusion har den ikke langt igen. Varigheden af denne type proces er højst 14 dage. Densiteten er steget til en kæmpeværdi på 5 x 10⁷ g/cm3 og temperaturen til utrolige 5 milliarder K.
Enden er nær; når CG er ca. 1,3 solmasser kollapser centerkernen asymmetrisk med 1/4 af lysets hastighed og slutter som en kugle udelukkende bestående af neutroner:en såkaldt neutronstjerne (NS). Den potentielle energi centerkernen havde i stjernens gravitationsfelt (også kaldet gravitationsenergien) er blevet omdannet til bevægelsesenergi.
Tre ting er medvirkende til denne drastiske slutning:
1: Centerkernen kan ikke længere vinde energi ved fusion.
2: Densiteten er nu så høj, at en del elektroner presses ind i nikkel-jernkernerne og danner neutroner og neutrinoer. Dette kaldes elektronindfangning. Da det er elektronerne, der er hovedansvarlig for trykket mindskes dette lynhurtigt og derved forstærkes implosionen.
3: Fotonerne har ved den høje temperatur fået så meget energi, at de ødelægger nikkel-jernkernerne, så der dannes heliumkerner og neutroner.
Yderligere ødelæggelse omdanner heliumkernerne til neutroner og protoner (som går sammen med elektroner og danner neutroner og neutrinoer osv.)
Antallet af neutroner og neutrinoer er helt fabelagtig: Omkring 10(60) stk. hver.
Hele denne ødelæggelsesproces af nikkel-jernkernerne kaldes fotodissociationen, som er en endotherm proces, dvs. den forbruger energi og derved forstærkes kollapsen (implosionen).
Implosionen af centerkernen stopper først, når dens densitet overskrider densiteten af en atomkerne: 4 x 10¹⁴ g/cm3. Man kan sige, at hele centerkernen er omdannet til en stor atomkerne udelukkende bestående af neutroner. Neutronerne bliver faktisk presset 2,5 x mere sammen end deres ligevægtstilstand, og kvantemekaniske effekter indtræder nu: Neutronernes degenerationstryk svarer igen (trykket afhænger af densiteten i 5/3 potens) og der danner sig en tilbagekastningsbølge (chokbølge) akkurat som en gummibold der retter sig ud (neutronstjernen rebounder). Implosionen vender nu 180 grader og bliver til en eksplosion. Bølgen udad går i stå 50 km fra centeret af NS, fordi den bruger energi p.g.a. fotodissociation af det overliggende stof. Dette sted kaldes sonic point. Temperaturen er nu fantastiske 23 milliarder K. Der er nu så crowdy, at neutrinoerne der normalt aldrig reagerer med stoffet begynder at absorbere energi og udsende den igen;Til trods for at neutrinoens tværsnitsareal kun er 10^-44 cm² og at det kun er max. 1% af neutrinoerne der reagerer, er det totale antal af dem så stort, at det får chokbølgen i gang igen ved tilførsel af en enorm energi. Området fra sonic point og de næste 100 km ud kaldes neutrinoernes ”minefelt”. Chockbølgen når nu overfladen i løbet af kort tid og sprænger den væk, næsten som når en dampeksplosion river låget af en gryde i kog. Eksplosions-udseendet danner ved stjernens overflade et konvektionsmønster, der hedder Rayleigh-Taylors hydrodynamiske ustabilitet. Kendes fra A- og B-bombeforsøg her på Jorden!
Hvad meget af den energi, der udvikles ved SN-eksplosionen får neutrinoerne lov til at tage med sig ?

50 %

75 %

90 %

99 %

(2) Dette spørgsmål handler om en af de største gåder i kosmologien og om manden der løste den.
Vi kalder ham X. Ingen kunne komme med en god forklaring af denne gåde, endsige løse den.
Heller ikke astrofysikeren Hans Albrecht Bethe, Tyskland, (1906-2005), som fik nobelprisen i 1967 for at klarlægge P-P processen i Solens indre, kunne knække denne nød.
Problemet var, at da det teoretiske grundlag for Big Bang blev udarbejdet, blev det tydeligt, at der ikke var nogen farbar vej for at der, set fra en kernesyntetisk synsvinkel, kunne dannes atomkerner med 5 og 8 nukleoner. Det var virkeligt et kæmpeproblem!
En proton kunne ikke fusionere med en heliumkerne og danne helium (He-5)
Og to heliumkerner kunne ikke fusionere og danne beryllium (Be-8).
Dertil var disse to atomkerner alt for ustabile; de blev meget hurtigt splittet igen.
Levetiden for Be-8 er typisk: 10(-16) sekunder. Det er nærmest et skræmmende lille tidsrum.
Derfor blev der ved Big Bang kun dannet hydrogen og helium og en smule lithium (Li-7).
Et par minutter efter Big Bang var temperaturen faldet så meget, at al yderligere kernesyntese var umulig.

Den eneste vej til, at kulstof (C-12) kan dannes i stjernerne er, at lade 3 heliumkerner fusionere samtidigt: 3 He-4 > C-12; men den reaktion er fuldstændig usandsynlig. Og der stod man. Hvis der ikke kunne dannes kulstof, kunne man jo heller ikke forklare hvordan de forskellige kernefusioner i stjernerne kunne finde sted.
Den næste fusionstype efter hydrogenfusion var jo heliumfusion og den var åbenbart umulig.
Her kommer X ind. Han gjorde opmærksom på, at dannelsen af Be-8 kun gav et lille energioverskud på grund af massedefekten, fordi 2 heliumkerner næsten har samme masse som Be-8. Det betyder, at reaktionshastigheden for dannelsen af Be-8 er ret hurtig.
Stor masseforskel giver længere reaktionshastigheder. Og tid er der ikke meget af, når man arbejder med Be-8.
Så, hvis det kunne nås at få dannet en del Be-8 kerner, var der en chance for, at nogle af dem ville fusionere med en heliumkerne, hvis vel og mærke, reaktionshastigheden for denne proces var meget, meget hurtig, inden Be-8 kernerne blev splittet igen.. Det viser sig, at hvis temperaturen i stjernens center er mindst 100 millioner K, vil der altid være en del Be-8 kerner parat til fusion med en heliumkerne. Tænk på en rist, som der løber vand igennem. Hvis vandtilførslen er tilstrækkelig stor, vil der altid stå noget vand, som venter på at løbe igennem risten. Det samme med Be-8 kernerne. Men det tager tid at oparbejde disse ventende Be-8 kerner. Det var der ikke under Big Bang.
X henholdt sig nu til det antropiske princip: Stjernerne fusionerer og jeg lever og indeholder kulstof: ergo må det kunne lade sig gøre at fusionere helium til kulstof.
Han konkluderede nu, at der måtte findes en C-12 kerne, som er i en særlig exciteret tilstand (en resonans-tilstand hvor nukleonerne lå pakket på en særlig energirig måde). Han kunne endda beregne, at denne tilstand lå 7,65 Mev over den stabile tilstand for C-12.
Men energi er jo det samme som masse, ved vi jo.
Når Be-8 fusionerede med He-4 passede masserne fuldstændig med den exiterede C-12 kerne.
Der var altså ingen massedefekt, der skulle udsendes. Det gjorde reaktionshastigheden for processen særdeles hurtig. Til gengæld var den exciterede C-12 kerne særdeles ustabil, men der blev hele tiden dannet så tilpas mange af dem, at en del kunne nå at udsende en gammafoton og danne en stabil C-12 kerne, inden den ustabile kerne ville splittes. Det var jo genialt!
Men ingen kendte til en sådan exciteret tilstand for C-12. Den var jo så ustabil, at ingen havde set den. Han henvendte sig nu til lederen af CALTECH i Californien, USA:
William Alfred ”Willie” Fowler, USA, (1911-1995). Han og hans team fandt den exciterede tilstand for C-12 i løbet af en uge. Det var i året 1952. Gåden var løst. Fowler fik nobelprisen for sin opdagelse. X blev forbigået. Det var selvfølgelig noget uretfærdigt. Hvad hed X:

Hermann Bondi, Østrig, (1919-2005)

Frederick “Fred” Hoyle, England, (1915-2001)

Fritz Zwicky, Schweiz, (1898-1974)

Richard Phillips Feynman, USA, (1918-1988)

(3) Stjerner med en masse på mere end 8 solmasser vinder energi ved at fusionere, indtil der bliver dannet en jern-nikkel kerne på mere end ca. 1,3 solmasser: Den såkaldte Chandrasekhar-grænse for stjerner med et center af nikkel-jern. Grænsen er 1,44 solmasser for hvide dværge. Derefter kollapser (imploderer) denne kerne og der indtræder en supernova-eksplosion (SN).
Dette skyldes, at Coulomb-frastødningskræfterne nu er så store, at der ikke længere kan vindes energi ved at fusionere jern. Der skal tværtimod tilføres energi for at fortsætte; men det har stjernen ikke råd til. Den skal sørge for, at trykket i centeret modsvarer tyngdekræfterne. Man skulle så tro, at det ikke var muligt, at producere tungere grundstoffer end jern i disse stjerner.
Men det er det! Det sker ved en mekanisme man kalder neutronindfangning.
Hvis en kerne indfanger en neutron udsendes straks en gammafoton. Derefter kan den svage kernekraft forårsage et betahenfald ved udsendelse af en elektron og en neutrino.
Derved stiger protonantallet med +1 og vi har fået skabt et grundstof med et atomnummer et nummer højere end det oprindelige grundstof. Dette kan fortsætte adskillige gange. Det ender dog med bismuth-209 som slutter kæden. Grundstoffer med højere nukleontal henfalder straks til grundstoffer med lavere nukleontal.

Alt dette sker hovedsageligt i stjerner med masser under 8 solmasser. Det kræver blot, at der er en neutronflux. Og den kommer fra zonerne omkring heliumfusionen.
Hvis neutronfluxen er så langsom (lav), at neutron-indfangningen er langsommere end betahenfaldet kaldes processen en s-proces (s=slow).
Disse processer løber som sagt i alle hovedseriestjerner, som har eller har haft heliumfusion og kan foregå over mange tusinde år.
I de stjerner der har haft heliumfusion i stjernens center fortsætter heliumfusionen i en skal rundt om stjernens center.
Når stjernerne under 8 solmasser, kommer til heliumfusionen, begynder de at svulme op og blive til røde kæmpestjerner. Disse stjerner afgiver nu kontinuerligt de grundstoffer, der er dannet ved s-processer og det sker i form af stjernevinde (også kaldet planetariske tåger) resten af deres levetid, indtil tidspunktet hvor heliumbrændstoffet slipper op. Stjernen bliver nu til en hvid dværg.
Disse s-processer er ansvarlige for produktion af alle grundstoffer op til og med bismuth-209.
De røde kæmpestjerner er ansvarlige for 90 % af det stof (grundstoffer), som leveres tilbage til den interstellare gas.
Men der findes også en anden proces: lad os kalde den x-processen.
Den kan kun finde sted hvis neutronfluxen er så hurtig (tæt), at neutronindfangningen er hurtigere end betahenfaldet.
Denne hurtige flux sker kun i stjerner, som har en masse større end 8 solmasser og kun i en kort tid (ca. 5 minutter) efter nikkel-jern kernen er kollapset (imploderet).
Dette tidspunkt er som bekendt de første minutter af en supernova-eksplosion af type Ib, Ic eller II. Neutronerne spredes gennem stjernen med nær lysets hastighed.
Disse x-processer skaber alle grundstoffer fra jern og opad. Også transuranerne!
Disse x-processer i SN-eksplosionens første få minutter er ansvarlig for 100 % af alle grundstoffer med et større nukleontal end Bi-209. Supernovaer bidrager med 10 % af det stof (grundstoffer), som leveres tilbage til den interstellare gas.
Af grundstoffer tungere end Bi-209 kan nævnes: radium, thorium og uran.
Der har på det seneste været rejst tvivl om hvorvidt x-processeerne er i stand til at producere de allertungeste grundstoffer og at man muligvis skal finde svaret på dette i hypernovaernes
gammaudbrud (gamma ray burst). Det må tiden vise.

q-processer

r-processer

t-processer

v-processer

(4) Det amerikanske rumfærgeprojekt har indtil nu gjort brug af 7 rumfærger (inklusive 2 testfærger).

En rumfærge-system består som bekendt af den store rustfarvede tank indeholdende flydende ilt (LOX), 2 faststofraketter og færgen, som bliver sendt i kredsløb.
Det officielle navn for systemet kaldet NASA´s Space Shuttle er: Space Transportation System (STS).

Konstruktionen af den første færge startede den 4. juni 1974.
Den hed ”Constitution” og havde betegnelsen: NASA Orbiter Vehicle Designation: OV-101.
Den blev konstrueret uden motorer og uden varmeskjold. Efter massive læserprotester over dens navn blev den omdøbt og opkaldt efter det berømte rumskib i TV-serien Star Trek:
USS Enterprise, NCC-1701. Så dens nye navn blev: Enterprise med den samme betegnelse som Constitution.
Den gennengik i 1977 14 tests; heraf 5 frie flyvninger. Den skulle før hver flyvning løftes op af en specialbygget Boing 747 Carrier og derefter svævelande. I rummet kom færgen aldrig.

Der var inden disse forsøg blevet bygget en færge, som blev brugt som simulator, nemlig: ”Pathfinder” med betegnelsen: NASA Orbiter Vehicle Designation: OV-098.
Den var bygget af stål og træ og blev brugt til test på jorden.
Man havde endvidere bygget en afprøvningsstation til motortest kaldet: Main Propulsion Test Article (MPTA-098).

Den første færge i rummet var: Columbia med betegnelsen: NASA Orbiter Vehicle Designation: OV-102.
Den blev opsendt søndag den 12. april 1981 fra John F. Kennedy Space Center (KSC).
Der har til dags dato været 121 færge-opsendelser.
To af dem endte tragisk: En i 1986 og en i 2003.
Den foreløbig sidste færge-opsendelse var Atlantis med betegnelsen: NASA Orbiter Vehicle Designation: OV-104, som blev opsendt torsdag den 7. februar 2008 fra KSC.

Et par data om rumfærgerne, som er på størrelse med et mindre rutefly:
Længde: 37,2 meter
Højde: 17,3 meter
Vingebredde: 23,8 meter
Vægt ved opsendelse: 99,3 tons
Kredsløbshøjde: 300-620 km
Fabrikant: North American Rockwell
Færgen har plads til maksimalt 7 besætningsmedlemmer

Der har været anvendt 5 rumfærger i færgeprojektet til opsendelser i rummet.
De følger her i alfabetisk orden.

Atlantis
Challenger
Columbia
Discovery
Endeavour

Hvilken af nedennævnte færger er den sidste, der er taget i brug ?, dvs. de 3 andre havde haft deres rum-debut, inden denne opsendtes for første gang.

Challenger

Endeavour

Discovery

Atlantis

(5) Denne berømte science fiction forfatter blev født i den lille engelske by Minehead
den 16. december 1917.
Han er først og fremmest kendt som forfatter, men han er også opfinder og fremtidsforsker.

Hans kendteste litterære værk er novellen: 2001: A Space Odyssey fra 1968.
Titlen på dansk: Rumrejsen år 2001.
Den blev skrevet parallelt med færdiggørelsen af filmen af samme navn.
En film instrueret af amerikaneren Stanley Kubrick (1928-1999).
Filmmanuskriptet blev udarbejdet i et samarbejde mellem Kubrick og forfatteren.
Også i instruktionen af filmen satte forfatteren sine fingeraftryk.
Filmen nåede at udkomme lige før novellen.

En opfølgende novelle til Rumrejsen år 2001 blev novellen: 2010.
Den blev også filmatiseret; dog ikke med Kubrick som instruktør.

Endvidere kan nævnes forfatterens meget roste novelle fra 1973: Rendezvous with Rama.

Hvad angår hans fremtidsvisioner er han blevet verdensberømt for sine forudsigelser vedrørende vor tids brug af geostationære satellitter.
I et brev til magasinet Wireless World i oktober 1945 kommer han med denne vision. Han opfandt dog ikke idéen om den geostationære satellit. Den blev foreslået af sloveneren Herman Potocnik (1892-1929) i 1928.

Vor forfatter er også kendt for at have udbredt idéen om at bygge en rumelevator.
Denne idé optræder i hans novelle fra 1979: The Fountains of Paradise.

Forfatteren flyttede til Sri Lanka i 1956 på et tidspunkt, hvor landet hed Ceylon.
Han bor der stadigvæk; i hovedstaden Colombo.

Forfatteren blev adlet (slået til ridder) (CBE) i år 2000 og kan nu skrive Sir foran sit navn.

Hvad hedder denne forfatter:

Alfred Patrick Caldwell-Moore

Isaac Asimov

Ray Douglas Bradbury

Arthur Charles Clarke

(6) Sandsynligheden for at slå en sekser i ét kast med én terning er 1/6.
Hvad er sandsynligheden for at slå MINDST en sekser i fire kast med én terning ?

De fire svarmuligheder der findes herunder, er så tæt på hinanden, at læseren bliver nødt til at beregne sandsynligheden i stedet for at komme med et kvalificeret gæt. Start med at finde ud af sandsynligheden for IKKE at slå en sekser i fire kast; fortsæt derfra.

51,8 %

50,8 %

49,8 %

48,8 %

(7) Denne meteorit bærer navnet ALH84001 og blev fundet på Antarktis i december 1984.
Dens navn kommer af fundstedet Alan Hills, som ligger i den østlige del af Antarktis.
84001 står for, at den var den første meteorit fundet i Alan Hills i 1984.

Den regnes for at være et af de ældste stenmeteoriter, man har fundet. Dens alder er tæt ved 4,5 milliarder år og derved tæt på Solsystemets alder.
For omkring 4 milliarder år siden blev den slået løs af en meteorit, som ramte overfladen af en klode ikke så langt fra Jorden. Den forblev på kloden, men blev for omkring 15 millioner år siden slået løs af en ny meteorit, som ramte kloden i en skarp vinkel. Den blev nu kastet ud i rummet, hvor den var indtil for ca. 13000 år siden, hvor den landede på Antarktis på Jorden.
Alt dette skulle være temmelig sikkert.

Derimod har der været meget kontroversielle meninger om hvorvidt meteoritten indeholder fossiler af bakterielignende livsformer. Endvidere om dens indhold af aminosyrer og polycykliske aromatiske hydrocarboner (PAH) er frembragt af biologiske eller ikke-biologiske processer.
Efterhånden er der dog ikke ret mange der tror på at den har rummet liv.

Et par data:
Meteoritten vejer 1,93 kg. Den består af 96% af mineralet orthopyroxen.

Det er 100 % sikkert, at den stammer fra en klode ikke så langt fra Jorden.
Hvilken klode ?

Merkur

Månen

Mars

Venus

(8) Jordens tvillingesøster kalder man vor naboplanet Venus.
Og det er da også rigtigt, at på mange punkter ligner de hinanden.
De har næsten samme radius, masse, densitet og volumen.
Men der er sandelig også mange ting, der gør, at de er meget forskellige.
Gennemsnitstemperaturen på Venus´overflade er 464 C døgnet rundt og året rundt.
Trykket ved overfladen er 92 atmosfærer.
Dens atmosfære består af 96,5 kuldioxid og 3,5 % kvælstof. Gæstfri er planeten ikke.
I atmosfæren driver der kæmpemæssige hvide skyer rundt, som består af dråber af svovldioxid og svovlsyre. De regner ned over overfladen, men fordamper længe inden de når den. Det er disse skyer, der giver Venus dens flotte klare lysstyrke, idet planetens albedo er formidable 0,65; hvilket vil sige, at skylaget tilbagekaster 65 % af det lys, der rammer det. Det er dette tilbagekastede lys, at vi kan nyde synet af.
Uden denne høje albedo, havde Venus ikke nær været det flotte lysobjekt, som vi ser.
Det er de selv samme skyer, som gør det umuligt, at se overfladen af planeten.
Venus kan nå -4,7 i tilsyneladende lysstyrke. Det er nok til, at den kan kaste skygge
og nok til, at den kan ses om dagen.
Der har været gisnet om mulighed for livsformer i 50 kilometers højde, hvor temperaturen er 50 C og trykket 1 atm. Dette er dog næppe tænkeligt.
Det er for nylig konstateret, at der findes en stor dobbelthvirvel i atmosfæren over planetens sydpol. Den menes skabt af varme fra ækvator, som strømmer mod polen. Lyn er der også.
Kuldioxiden i dens atmosfære har overraskende vist sig, at være en sjælden udgave, hvori
det ene iltatom har to neutroner mere end det andet iltatom. Det gør, at molekylet kan absorbere mere energi end det normale kuldioxid-molekyle. Dette forhold bidrager til, at drivhuseffekten (som er meget stor) bliver endnu mere effektiv end den ellers ville have været.
Dette specielle molekyle findes også på Jorden og på Mars; men spiller ingen rolle, da det højst udgør 1% af de to planeters normale kuldioxid.
Drivhuseffekten er på et tidspunkt løbet helt løbsk; måske på grund af planetens tætte afstand til Solen. Dens solarkonstant er næsten det dobbelte af Jordens.
Da Solen øgede sin energiudsendelse fra 75 % til 100 % i tidsrummet (3,8 milliarder - 3,0 milliarder siden) blev vandet (og der var meget) på Venus varmet op og steg op i atmosfæren, hvor det startede med at virke som en drivhusgas og så blev det endnu varmere osv. Så begyndte UV-strålingen fra Solen at splitte vandmolekylerne i ilt og brint. Disse gasser blev straks båret væk af solvinden, som hamrer ind.
Disse forhold blev forhindret på Jorden p.g.a. mindre solindstråling og beskyttelsen fra vores ozonlag og magnetfelt. Endvidere af det forhold, at store dele af Jordens kuldioxid ligger kemisk bundet i klipper, i havet og som biosedimenter på og under havbunden. Af en eller anden grund er magnetfeltet på Venus nærmest fraværende.
Resultatet på Venus blev, at planeten blev tømt for vand. Det betød, at mineralet olivin blev vandfattigt og derved blev meget hårdere, hvilket igen betød, at pladetektonikken ikke kunne fungere, da 50 % af de tektoniske plader består af olivin. Overfladen blev nu stenhård og varmen fra det indre af Venus kunne ikke slippe bort undtagen ved, at hele overfladen en gang imellem bliver meget varm. Der har i sin tid været mange aktive vulkaner på Venus, hvilket forklarer den enorme svovlmængde i atmosfæren.
Venus har et uforklarligt fænomen, der kaldes superrotation. Den øverste del af atmosfæren (50 km oppe, hvor svovlsyre-skyerne befinder sig) har vindhastigheder omkring 400 km/t, hvilket betyder, at den del roterer om planeten på fire døgn; mens der er næsten helt vindstille ved overfladen. Atmosfæren ved overfladen har altså samme omløbstid som planetens rotationsperiode, og det er lang tid. Den langsomme rotationstid skyldes sandsynligvis tidevandseffekt fra atmosfæren. Rotationen er retrograd; dvs. modsat Jordens rotation. Planetens omløbstid om Solen er 224,7 jorddøgn. Hvor lang tid er rotationsperioden for Venus ? Altså tiden for en enkelt retrograd omdrejning om sin egen akse ?

43 jorddøgn

93 jorddøgn

143 jorddøgn

243 jorddøgn

(9) Vi så i sidste måneds astroquiz, at nettoresultatet af fusionsprocesserne i Solen er:
4 protoner > 1-helium-4 + 2 neutrinoer + 6 fotoner.

1. trin i den kæde som førte til ovenstående resultat var:
2 protoner > 1 deuterium-2 +1 positron + energi (neutrino)
Det blev oplyst, at dette trin var det hastighedsbegrænsende, fordi det var det langsomste
af trinprocesserne. Det tager i gennemsnit 14 milliarder år før en bestemt proton møder en anden proton; men der er jo heldigvis mange protoner i Solen, så der vil altid være par samlede kortvarigt.
Den såkaldte Coulomb-frastødningskraft mellem de to positive protoner er så kraftig, at man i 30´erne ikke mente, at temperaturen i Solens center var høj nok til, at brintkernerne kunne komme så tæt på hinanden, at den stærke kernekraft (DSK) kunne holde dem fast. Det har vist sig, at det kan DSK under ingen omstændigheder. Fusionen holder kun ganske kortvarigt. Kun hvis der er en neutron tilstede kan fusionen holde, fordi DSK lige præcis er så stærk, at den kan holde en neutron og en proton sammen; ikke 2 protoner.
Og det er overordentligt heldigt for livet. Hvis DSK havde været bare en lille smule stærkere ville Solen havde eksploderet øjeblikkeligt og havde DSK været bare en lille smule svagere havde fusion ikke været muligt.
DSK er direkte korreleret med bindingsenergien i atomkernerne.
Man havde dog overset, at disse betragtninger kun gjaldt for gennemsnitlige hastigheder for kernerne. En meget lille del af kernerne har så store hastigheder, at de kan
nå at fusionere ganske kortvarigt. Dette er i overesstemmelse med Maxwells hastighedsfordeling for partikler.
Hvis denne fusionsmekanisme havde været den gældende, havde Solens varmeproduktion været alt for lille, og livet på Jorden havde ikke kunnet opretholdes. Og hvis 1. trin havde været bare en lille smule hurtigere end den nuværende hastighed ville Solen kun have kunnet leve en brøkdel af de 10 milliarder år, den nu er i stand til.
Det skal nævnes, at DSK er en af fundamentalkræfterne; De kan også betegnes som den mekanisme hvormed partikerne og deres familier reagerer med hinanden (vekselvirker).
Kraftoverførselspartikler (KP) (partikler som bruges af fundamentalkræfterne for at udøve deres indflydelse) for DSK kaldes pioner, når det drejer sig om kræfter mellem kernepartikler og kaldes gluoner, når det drejer sig om de kræfter, der binder kvarkerne sammen.
Læg mærke til, at DSK virker på 2 forskellige måder afhængig af dens rækkevidde.
Kvarkerne tilhører familien elementarpartikler hvoraf alt er opbygget. F.eks er protonen og neutronen hver opbygget af 3 kvarker. Disse to opbygninger er forskellige.
Der findes i øvrigt 6 forskellige kvarker.
For at komme tilbage til Solens fusionsmekanisme: Alle partikler (altså også protonen) kan tillægges at have bølgeegenskaber; dvs. de kan tildeles en bølgelængde: DeBroglie bølgelængden; opkaldt efter Louis de Broglie, Frankrig, (1892-1987).
Denne bølgelængde kan nu indgå i Schrödinger ligningen i kvanteteorien og betyder, at protonerne via den såkaldte tunneleffekt kan passere Coulomb-frastødningsbarrieren
en gang imellem, hvorved fusioneringen af de to protoner speedes betydeligt op, således at der altid vil være en del protoner, som kortvarigt er sammen.
Herved kan den svage kernekraft (SVK) (en af fundamentalkræfterne) nå at omdanne en af protonerne til en neutron og derved opstår 1. trin i fusionsprocessen. Da neutronen vejer mere end protonen er omdannelsen en endotherm proces; dvs. den kræver energi tilført.
KP for SVK kaldes W-bosoner. Disse partikler ændrer en af kvarkerne i protonen, hvorved neutronen opstår. Sådan er den detaljerede forklaring af hydrogenfusionen.

Hvad mange fundamentalkræfter findes der i alt:

(10) Ligesom hvide dværge har en grænse på 1,44 solmasser kaldet Chandrasekhar´s grænsemasse efter inderen Chandrasekhar, og overskridelsen af denne grænse resulterer i en supernovaeksplosion af type 1a, har neutronstjerner en tilsvarende grænse på 3 solmasser kaldet: Tolman-Oppenheimer-Volkoff grænsen, som er opkaldt efter de fysikere, der har beregnet den.
Hvis denne grænse overskrides resulterer det i skabelsen af et sort hul.

Man har spekuleret på om der findes en overgangsfase, hvor neutronstjernen kan blive presset yderligere sammen til en såkaldt kvarkstjerne (med en diameter på ca. 11 km).
I denne stjernetype er neutronerne presset så hårdt sammen at kvarkerne (en neutron består af 3 kvarker) vekselvirker med stoffet.
Man har 2 stjerner mistænkt for at tilhøre denne type, men foreløbig er det kun teoretiske betragtninger.

Der er en uofficiel grænse på 20 solmasser. Stjerner med masser under denne grænse og over 8 solmasser ender som supernovaer, hvor supernovaresten kaldet en neutronstjerne, har en max. masse på 3 solmasser = Tolman-Oppenheimer-Volkoff grænsen (TOV-limit).

Stjerner med masser på og over 20 solmasser ender som supernovaer, hvor supernovaresten kollapser til et sort hul.

De sorte huller, som er opstået p.g.a. en tung stjernes kollaps har en maksimal masse omkring 15 solmasser.

Det er noget andet med det sorte hul, som opstår ved skabelsen af en ny galakse. Dette sorte hul kaldes et supermassivt sort hul og kan have en masse på op til flere millioner solmasser.
Et sådant sort hul befinder sig i centeret af alle galakser og giver sig i starten af galaksens levetid til kende som det man kalder en kvasar; dvs. som en meget kraftig lyskilde, som lyser fra et område, som er forholdsvis lille i udstrækning. Med tiden falder der mere ro over det.

Ud fra kriteriet med 20 solmasser, hvilken af nedenstående stjerner ender så efter SN-eksplosionen sine dage med at kollapse til et sort hul ?
(De 3 andre ender efter deres SN-eksplosioner som neutronstjerner).

Alnitak (Zeta Orionis)

Rigel (Beta Orionis)

Antares (Alpha Scorpii)

Betelgeuse (Alpha Orionis)

(11) Hvorfor er himlen blå ?
Det korte svar er: På grund af Rayleigh spredningen.
I 1890 offentliggjorde danskeren Ludvig Valentin Lorenz (1829-1891) en afhandling om lysets spredning, som kunne bruges til at bestemme lysets intensitet og et forsøg på at afgrænse Avogadros tal.
Afhandlingen hed: Lysbevægelsen i og uden for en af plane Lysbølger belyst Kugle.
Den blev udgivet på dansk og det var nok ikke så smart, fordi den blev ikke læst i udlandet.
Gustav Mie, Tyskland (1869-1957) udgav i 1908 en afhandling (på tysk) næsten mage til den af Lorenz; dog kendte han ikke Lorenz’ arbejde.
Hensigten med at bestemme Avogadros tal ligger lige for, idet antallet af lysspredende partikler indgår i loven for lysspredning. Idéen til at bestemme dette tal havde Lorenz fået
af et teoretisk arbejde udført af Lord Rayleigh (John William Strutt), England, (1842-1919)
i 1871.
Avogadros tal (AT) er det antal molekyler, som er i 1 mol af en kemisk forbindelse.; en mol er det antal gram, som forbindelsens molekylevægt angiver.
AT = 6,022 sdot; 10²³. Tallet er opkaldt efter Lorenzo Romano Amedeo Carlo Avogadro, Italien, (1776-1856) som en ære fordi han regnes for molekylets fader og at han i 1811 formulerede Avogadros lov: I lige store rumfang af forskellige luftarter findes der ved samme temperatur og tryk lige mange molekyler.

Nu blev det i stedet for Lord Rayleigh, der fik æren for at finde teorien for sollysets spredning. Denne teori som indeholdt den berømte formel for lysets spredning blev offentliggjort i 1899. Ifølge denne formel er sollysets spredning omvendt proportional med lysets bølgelængde i fjerde potens. Det betyder, at lys med korte bølgelængder (blåt) spredes betydeligt mere end lys med lange bølgelængder (rødt).
Rayleigh-spredningen gælder kun for partikler med meget mindre størrelse end lysets bølgelængder; men molekyler af kvælstof og ilt (0,1 nm) er også meget mindre end det synlige lys´ bølgelængder: Rødt lys har bølgelængden max. 720 nm og blåt lys min. 440 nm.
1 nm= 1 nanometer=10(-9) meter.

Mekanismen er følgende: Når sollyset rammer atmosfæren absorberes fotonerne af kvælstof- og iltmolekylerne og genudsendes straks med den samme bølgelængde (nærmest som et elastisk stød), men spredes ud i alle retninger. Derved spredes lyset med de blå bølgelængder meget mere over hele himlen end lyset med de røde bølgelængder. Man kan sige, at lyset kommer fra én retning (Solen), men spredes ud og ser ud til at komme fra alle steder på himlen. Der er ifølge Rayleigh´s lov størst sandsynlighed for at det blå lys spredes, og derfor er himlen blå.
Man skulle tro, at himlen ville være violet da violet lys spredes endnu mere end blåt lys;
men øjet er langt mere følsomt over for blåt lys end violet lys. Desuden udsender Solen mere energi som blåt lys end violet lys. Disse to ting mere end kompenserer for den ekstra spredning af violet lys.
Ved solopgang og solnedgang er solen rød, fordi de andre farver i sollyset fra skiven er blevet spredt meget mere gennem den meget længere rejsevej for sollyset i atmosfæren om morgenen og om aftenen. Der er så at sige kun de røde stråler tilbage, som så kan farve solskiven og himlen omkring Solen rød.
Sollys er hvidt. Derfor ser Solen hvid ud oven over Jordens atmosfæren; men gullig under p.g.a. mindre tilstedeværelse af det blå lys, som er spredt. Gul er komplementærfarven til blå.
Den såkaldte Mie-Lorenz spredning afhænger ikke af bølgelængden. Den ses som et hvidligt lys på himlen omkring Solen. Spredningen skyldes større partikler (ikke molekyler) i atmosfæren. Ses ikke i polaregnene.
Ca. hvor mange gange mere spredes blåt lys i forhold til rødt lys ? (brug de opgivne tal for bølgelængderne af rødt og blåt lys).

(12) Siden år 1000 og frem til i dag er der blevet iagttaget 5 supernovaer i vor galakse: Mælkevejen! Alle er fra tiden før kikkertens indtræden i astronomiens historie.
Der har endvidere med sikkerhed været en supernova mere i dette tidsrum, men der findes ingen historiske optegnelser om den: Det drejer sig om Cassiopeia A i stjernebilledet Cassiopeia, men supernovaresten afslører, at eksplosionen må have fundet sted midt i 1600-tallet. Den ligger i et område med meget interstellart støv. Max. tilsyneladende lysstyrke var +5. Afstanden er 9000 lysår. Type II. Det er den kraftigste radiokilde på himlen.

I samme tidsrum skal nævnes 2 interessante supernovaer uden for Mælkevejen. Det er: S Andromedae (eller SN 1885A) i Andromedagalaksen, som blev den første supernova fundet uden for Mælkevejen. Den blev opdaget af Ernst Hartwig, Tyskland den 20. august 1885. Max. lysstyrke: +7. Afstand: 2,4 millioner lysår. Type 1a. Kunne ikke ses med det blotte øje. Endvidere: SN 1987A i Den Store Magellanske Sky (LMC) i stjernebilledet Dorado (Guldfisken). Den blev set af 4 personer uafhængigt af hinanden den 24. februar 1987. Max. lysstyrke:+2,9. Afstand: 160000 lysår. Type II. Den kunne ses på den sydlige stjernehimmel.

I fjerne galakser (uden for Mælkevejen) er der selvfølgelig blevet konstateret mange supernovaer siden kikkertens fremkomst. Disse har dog været alt for svage til at kunne ses med det blotte øje; undtagelsen er SN 1987A. Man kan endvidere beregne, at der naturligvis også i Mælkevejen har været en del supernovaer i de sidste par tusinde år. De har bare ikke kunnet ses p.g.a. tilstedeværelsen af interstellart støv i centeret af Mælkevejen. Dette spærrer totalt for udsynet. Statistisk set burde der have været en synlig supernova for længe siden.
Følgende supernovaer har været set i Mælkevejen siden år 1000:

SN 1006 blev set af kinesiske, japanske og arabiske astronomer den 1. maj 1006. Blev også set i Schweiz. Det var en af de mest lysstærke supernovaer i den astronomiske historie. Den skulle have nået en tilsyneladende lysstyrke på -9. Den blev set i stjernebilledet Lupus. Afstanden er 4000 lysår. Type 1a. Den kunne ikke ses fra Danmark, da dens deklination var -42 grader.

SN 1054 blev set af kinesiske og arabiske astronomer i år 1054. Meget lysstærk historisk supernova. Den viste sig i stjernebilledet Taurus (Tyren). Max. lysstyrke: -6. Afstanden er 6500 lysår. Type II. Supernovaresten er kendt under navnet Krabbetågen (på grund af udseendet) og som Messier 1 eller M1 og er det første astronomiske objekt, som er forbundet med en historisk supernova. En kraftigt roterende neutronstjerne som udsender regelmæssig radiostråling af kort varighed ligger i centeret af M1. Et sådant objekt kaldes en pulsar.

SN 1181 blev set i 1181 af kinesiske og japanske astronomer. Den kunne ses i stjernebilledet Cassiopeia. Max. lysstyrke: 0. Afstand omkring 8500 lysår. Type II.

SN 1572 er berømt som Tycho Brahes: Nova Stella (Den nye stjerne); men den var som bekendt en supernova. Tycho Brahe (1546-1601) så den fra Herrevadskloster i Skåne, tirsdag den 11. november 1572 om aftenen i stjernebilledet Cassiopeia. Den blev dog allerede set af Wolfgang Schuler, Tyskland den 6. november 1572. Max. lysstyrke: -4. Afstand 8000 lysår. Type 1a.

SN 1604 er kendt som Keplers stjerne. Den blev set første gang i Ophiuchus (Slangebæreren) tirsdag den 9. oktober 1604 (gl. stil) af adskillige personer i Europa. Johannes Kepler, Tyskland (1571-1630) så den først den 17. oktober 1604. Max. lysstyrke: -3. Afstand: 14000 lysår. Type 1a. Det er den sidste supernova, som er blevet set i Mælkevejen.

SN 1006 blev som tidligere skrevet set i stjernebilledet Lupus, som befinder sig lidt øst for stjernebilledet Skorpionen på himlen. Hvad kaldes stjernebilledet Lupus på dansk?

Haren

Duen

Ravnen

Ulven

(13) Hvilken af nedennævnte øer regnes som den fjernest beboede ø i verden ?
Beboerne på denne ø er dem, der har den længste afstand til nærmeste beboelse.
Afstanden er 2173 km.

Det skal siges, at alle de nævnte øer er meget langt fra nærmeste beboelse, men en af dem er altså den, der er den mest isolerede ø på hele jordkloden.

Tristan da Cunha, Storbritannien, Det Sydlige Atlanterhav

Påskeøen (Rapa Nui), Chile, Det Sydlige Stillehav

Pitcairn Island, Storbritannien, Det Sydlige Stillehav

St. Helena, Storbritannien, Det Sydlige Atlanterhav

Printvenlig version