Välkommen till Resurscentrums frågelåda!

 

Vill du ha ett snabbt svar - sök i databasen: Anpassad Google-sökning
(tips för sökningen).
Använd diskussionsforum om du vill diskutera något.
Senaste frågorna. Veckans fråga.

3 frågor/svar hittade

Ljud-Ljus-Vågor [21177]

Fråga:
Hej! Jag gör ett återbesök i min gamla fråga om solens färg, att den är vit. Bilderna som kommer publiceras visar dock att den kan ha vilken färg som helst. Jag är med på att man då kan filtrera ljuset och få den att framstå annat än vit. Jag har också läst att man ibland medvetet färgar bilden av solen för att de mer ska likna vår "missförstådda" bild av den. Och att man i olika kulturer färgar den olika, allt från gul->orange->röd.

MEN, vad gäller de andra stjärnorna som vi ser på natthimlen? De ser ju ut att vara en hel del olika färger på dem. Är alla stjärnor egentligen vita till färgen eller finns det verkligen olika färger på dem om man skulle kunna se dem med blotta ögat. Jag tänker dels på Betelgeuse som nu är i ropet. Den ser ju faktiskt röd ut på natthimlen, men är färgen på den också röd om man skulle befinna sig i omloppsbana kring den?

Färgklasserna med gul, röd, vit och blå färger utifrån stjärnornas temperatur spökar till det fortfarande när jag tar upp stjärnornas riktiga färger med eleverna.

Mvh Petri
/petri M, Paulinska skolan, Strängnäs

Svar:
Hej Petri!

Jag antar du refererar till din fråga 20879 . Du har helt rätt i att det är konfunderande.

Det grundläggande problemet är att man har olika definitioner av färg. Antingen är färg definierad som färgen vid maximum hos en temperaturstrålare med en viss temperatur, se Temperaturspektrum-generator .

Färg kan även skapas genom att blanda grundfärgerna rött/grönt/blått, se Color Addition Simulator . Gult kan till exempel skapas genom att minska intensiteten på blått om man utgår från vitt.

Ögats förmåga att särskilja färger beror ju på känslighetskurvorna hos tre olika sorters tappar känsliga för rött/grönt/blått.

I fråga 1553 och 12409 diskuteras solens färg ganska ingående.

Vad gäller stjärnornas färger varierar färgen med temperaturen. I HR-diagrammet (färg-magnituddiagrammet, se HR-diagram ) nedan visas ett urval stjärnor med sin från temperaturen definierade färg.

Vi ser att solen hamnar i det gula området. Så solen klassificeras som en gul dvärgstjärna. Men jag hävdar ändå med en dåres envishet att solen utan atmosfärens inverkan av ögat uppfattas som vit.

Länk 1 är en utmärkt artikel om färg med bland annat följande definition:

Ordet färg syftar på en rad olika företeelser. I vardagslivet kan det oftast användas utan krav på definition eller specificering, men för mera specifika ändamål finns flera olika, och delvis motsägande, betydelser av ordet. Färg kan syfta på det vi ser som färg, men det kan också ges en fysisk definition som utgår från våglängder hos elektromagnetisk strålning. Färg kan också definieras med utgångspunkt från processer i vårt visuella system eller genom att specificera vilka pigment eller andra metoder som har använts för att skapa färgintrycket.

Se även länk 2 och fråga 20354 .

Se https://phet.colorado.edu/en/ för fler simuleringar av, bland annat, fysikaliska effekter.



/Peter E

Nyckelord: färg/färgseende [35]; HR-diagram [3]; *verktyg [11]; temperaturstrålning [27]; stjärna [4];

1 https://sv.wikipedia.org/wiki/F%C3%A4rg
2 https://courses.lumenlearning.com/astronomy/chapter/colors-of-stars/

*

Universum-Solen-Planeterna [13313]

Fråga:
Varför expanderar en stjärna när bränslet i centrum tar slut?
/Veckans fråga

Ursprunglig fråga:
När vätet i centrum av en stjärna av solens storlek är slut, och helium bildats, expanderar solen till en röd jätte. Stålningsenergin avtar, den utåtriktade kraften minskar således, medan gravitationen kvarstår. Men varför expanderar då stjärnan?
/Christina E, Christian 4:s Gymnasium, Kristianstad

Svar:
Energiproduktionen fortsätter i ett skal kring den kontraherade He-kärnan. Om stjärnan har tillräckligt stor massa och når en temperatur på c:a 100 miljoner grader kommer fusion av He till C att komma igång i centrum. Det är alltså inte riktigt att effekten (energiproduktionen per tidsenhet) minskar - den ökar i själva verket. I HR-diagrammet nedan kan man se att röda jättestjärnor har HÖGRE ljusstyrka än huvudseriestjärnor av solens storlek. Omfördelningen av massa och energiproduktion tvingar stjärnan att expandera för att den skall bevara den hydrostatiska jämvikten. Expansionen av de yttre delarna orsakar en temperatursänkning, varför stjärnan blir rödare. För detaljer se What will happen to the Solar System in the future och nedanstående länk.



/Peter E

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; HR-diagram [3];

1 http://media.pearsoncmg.com/bc/bc_bennett_essential_2/etext/bodymatter/03/5801.html

*

Universum-Solen-Planeterna [12771]

Fråga:
Hej! Kan ni berätta lite om ljusstarka stjärnor? Hur kommer det sig att de blivit så stora och lyser de lika länge som mindre stjärnor? Skulle vara tacksam om ni gav lite fakta om några specifika stjärnor, t. ex. Epsilon, Betelgeuze och Alfa Aquari. Tack på förhand!
/Heléne A, Parkskolan, Mönsterås

Svar:
Heléne! För att förstå hur stjärnor fungerar har man studerat dem och delat in dem i olika grupper. Om man plottar stjärnors temperatur (utseende på spektrum) på den horisontella axeln och absolut ljusstyrka på den vertikala axeln så får man vad som kallas ett Hertzsprung-Russell diagram (HR-diagram).

HR-diagrammet nedan är från Observationell Astrofysik . Man kan se att stjärnorna samlas i fyra grupper: superjättar, jättar, huvudserie och vita dvärgar. Vita dvärgar är ett sluttillstånd för stjärnor som är av solens storlek eller mindre. Superjättar och jättar är övergångtillstånd som varar ganska kort tid med astronomiska mått.

Den viktigaste gruppen (och vanligaste) är huvudserien. Det är i detta band från starka, heta stjärnor till svaga, kalla stjärnor som stjärnorna tillbringar största delen av sitt liv genom att förbränna väte till helium. Var på huvudserien en stjärna hamnar beror på dess massa: tunga stjärnor hamnar uppe till vänster, lätta stjärnor hamnar nere till höger. Solen, som är en ganska typisk stjärna, hamnar mitt i huvudserien.

Stjärnor bildas genom att stora gasmoln drar sig samman och bildar en grupp stjärnor. Eftersom det alltid finns lite slumpmässig rörelse (som kommer att bli rotation hos den bildade stjärnan) och strålningstryck från befintliga stjärnor kommer stjärnorna som bildas att bli av olika storlek i området 0.1 solmassa till 100 solmassor.

Detta är ett ganska litet intervall. Den undre gränsen bestäms av att mindre massor blir aldrig tillräckligt heta för att de skall kunna förbränna väte. Den övre gränsen bestäms av att större massa inte kan samlas till en stjärna för att väteförbränningen startar "för tidigt" och strålningen kastar ut en del av materien.

Ljusstyrkan hos stjärnor i huvudserien varierar mycket mer än massan (det finns stjärnor på huvudserien som är 100000 gånger starkare och 10000 gånger svagare än solen). Detta betyder att ljusstarka stjärnor gör av med sitt bränsle (vätet) mycket snabbare är ljussvaga stjärnor. Ljusstarka stjärnor utvecklas och dör alltså mycket snabbare än ljussvaga. Solen, som alltså är en typisk stjärna, har tillbringat 5 miljarder år mitt på huvudserien, och kommer att stanna där c:a 5 miljarder år till. Sedan är det dags för oss att flytta, för solen kommer att utvecklas till en röd jättestjärna.

Det finns många datasamlingar som ger egenskaper hos sjärnor. Dessa är begränsade men relativt lättillgängliga: Data för ljusstarka stärnor: The brightest stars . Data för närbelägna stjärnor: The Nearest Stars .



/Peter E

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; HR-diagram [3];

*

Ämnesområde
Sök efter
Grundskolan eller gymnasiet?
Nyckelord: (Enda villkor)
Definition: (Enda villkor)
 
 

Om du inte hittar svaret i databasen eller i

Sök i svenska Wikipedia:

- fråga gärna här.

 

 

Frågelådan innehåller 7476 frågor med svar.
Senaste ändringen i databasen gjordes 2020-03-28 17:13:07.

 

***


sök | söktips | Veckans fråga | alla 'Veckans fråga' | ämnen | dokumentation | ställ en fråga
till diskussionsfora

 

Creative Commons License

Denna sida från NRCF är licensierad under Creative Commons:
Erkännande-Ickekommersiell-Inga bearbetningar
.