Vill du ha ett snabbt svar - sök i databasen:
749 frågor / svar hittades
Gymnasium: Universum-Solen-Planeterna [10021]
Fråga:
Hej. Hur går det till när man mäter avståndet till stjärnor och annat
som ligger ofattbart långt bort? Hur långt bort (i ljusår) kan man
egentligen mäta?
/Johan E, Staffanskolan, Ljusne 2002-03-31
Hej. Hur går det till när man mäter avståndet till stjärnor och annat
som ligger ofattbart långt bort? Hur långt bort (i ljusår) kan man
egentligen mäta?
/Johan E, Staffanskolan, Ljusne 2002-03-31
Svar:
Den direkta metoden att mäta stjärnors avstånd kallas parallaxmätning.
När jorden snurrar runt solen, ser man att en närbelägen stjärna "vickar"
fram och tillbaka jämfört med bakgrundsstjärnorna. Samma sak kan du kolla genom
att vicka på huvudet fram och tillbaka. Då ser du att närbelägna föremål vickar
mycket, men avlägsna färemål vickar lite. De bästa parallaxmätningarna har
har gjorts med en satellit som hette Hipparcos. Man nådde avstånd på ungefär
1000 ljusår.
Ska man nå längre ut får man använda indirekta metoder. I nästa steg använder
man Cepheidvariabler, uppkallade efter stjärnan
d Cephei. Också Polstjärnan är en Cepheidvariabel.
Dessa stjärnor varierar i ljusstyrka med en viss period, som beror på
ljusstyrkan. Känner man perioden vet man alltså den absoluta ljusstyrkan.
Kan man mäta hur ljusstark stjärnan är på himlen, kan man också räkna ut
hur långt borta den är. Det hela kalibreras med att vi känner parallaxavstånd
för några Cepheidvariabler. Med Hubbleteleskopet når man med denna metod
ut till ungefär 100 miljoner ljusår.
Med andra indirekta metoder når man ännu längre ut. Med supernovor av
typ Ia som standardljus når man några miljarder ljusår.
Dessa avståndsmätningar är av fundamentental betydelse för kosmologin.
/KS 2002-04-03
Den direkta metoden att mäta stjärnors avstånd kallas parallaxmätning.
När jorden snurrar runt solen, ser man att en närbelägen stjärna "vickar"
fram och tillbaka jämfört med bakgrundsstjärnorna. Samma sak kan du kolla genom
att vicka på huvudet fram och tillbaka. Då ser du att närbelägna föremål vickar
mycket, men avlägsna färemål vickar lite. De bästa parallaxmätningarna har
har gjorts med en satellit som hette Hipparcos. Man nådde avstånd på ungefär
1000 ljusår.
Ska man nå längre ut får man använda indirekta metoder. I nästa steg använder
man Cepheidvariabler, uppkallade efter stjärnan
d Cephei. Också Polstjärnan är en Cepheidvariabel.
Dessa stjärnor varierar i ljusstyrka med en viss period, som beror på
ljusstyrkan. Känner man perioden vet man alltså den absoluta ljusstyrkan.
Kan man mäta hur ljusstark stjärnan är på himlen, kan man också räkna ut
hur långt borta den är. Det hela kalibreras med att vi känner parallaxavstånd
för några Cepheidvariabler. Med Hubbleteleskopet når man med denna metod
ut till ungefär 100 miljoner ljusår.
Med andra indirekta metoder når man ännu längre ut. Med supernovor av
typ Ia som standardljus når man några miljarder ljusår.
Dessa avståndsmätningar är av fundamentental betydelse för kosmologin.
/KS 2002-04-03
Gymnasium: Universum-Solen-Planeterna [10031]
Fråga:
Jag arbetar med ett specialarbete om några av de utvecklingsteorier som
finns gällande universums utveckling.
jag har hört talas om ett forsknings projekt som kallas "Boomerang" vad
det för något?
Extremt tacksam för svar!!
/rasmus f, stagneliusskolan, kalmar 2002-04-02
Jag arbetar med ett specialarbete om några av de utvecklingsteorier som
finns gällande universums utveckling.
jag har hört talas om ett forsknings projekt som kallas "Boomerang" vad
det för något?
Extremt tacksam för svar!!
/rasmus f, stagneliusskolan, kalmar 2002-04-02
Svar:
Boomerangprojektet syftar till att mäta ojämnheterna i den kosmiska
bakgrundsstrålningen. Det har visat sig att ur sådana data kan man
beräkna alla betydelsefulla kosmologiska parametrar. Man använder ballongburen
utrustning. Kolla deras hemsida. En efterföljare är den amerikanska
satelliten MAP, som kommer publicera data under år 2002. En mera avancerad
efterföljare blir PLANCK, som man planerar skicka upp år 2007.
Se Boomerang
och Planck.
/KS 2002-04-03
Boomerangprojektet syftar till att mäta ojämnheterna i den kosmiska
bakgrundsstrålningen. Det har visat sig att ur sådana data kan man
beräkna alla betydelsefulla kosmologiska parametrar. Man använder ballongburen
utrustning. Kolla deras hemsida. En efterföljare är den amerikanska
satelliten MAP, som kommer publicera data under år 2002. En mera avancerad
efterföljare blir PLANCK, som man planerar skicka upp år 2007.
Se Boomerang
och Planck./KS 2002-04-03
: Universum-Solen-Planeterna [10034]
Fråga:
Vilka typer av elektromagnetisk strålning består solljuset av?
Ultraviolett-synligt-infrarött ljus vet vi, men därutöver?
Vilka vågländer innehåller solljus? Innehåller det t.ex. röntgenstrålar?
eller mikrovågor?
/Neta H, LTU, Kiruna 2002-04-03
Vilka typer av elektromagnetisk strålning består solljuset av?
Ultraviolett-synligt-infrarött ljus vet vi, men därutöver?
Vilka vågländer innehåller solljus? Innehåller det t.ex. röntgenstrålar?
eller mikrovågor?
/Neta H, LTU, Kiruna 2002-04-03
Svar:
Jodå, solen lyser i röntgen också. Det beror på att de yttre delarna av
solatmosfären (solkoronan) har mycket hög temperatur, miljoner grader.
Satelliten SOHO fotograferar kontinuerligt solen i olika våglängder,
däribland röntgen. Med hjälp av sajten nedan kan du gå in och kolla hur det ser
ut på solen just nu.
Även mikrovågor produceras på solen. Vid de flesta våglängder är solen den
starkaste radiokällan på himlen.
Jodå, solen lyser i röntgen också. Det beror på att de yttre delarna av
solatmosfären (solkoronan) har mycket hög temperatur, miljoner grader.
Satelliten SOHO fotograferar kontinuerligt solen i olika våglängder,
däribland röntgen. Med hjälp av sajten nedan kan du gå in och kolla hur det ser
ut på solen just nu.
Även mikrovågor produceras på solen. Vid de flesta våglängder är solen den
starkaste radiokällan på himlen.
Länkar: http://sohowww.nascom.nasa.gov/
/KS 2002-04-03
Var kommer solens energi ifrån?
Fråga:
Jag undrar hur kan det komma sig att solen har funnits i miljarder år utan att dess strålning varken har minskat eller ökat? dvs nästan allt behöver energi att fungera eller har en vis funktion som sedan brukar lägga av efter några år och det behövs en arbetsfunktion för att den ska fungera men solen det är ingen som driver den eller har skapat den hur kan den då fungera i miljarder år utan någons påverkan?
/fatma z, Apelgårdskolan, Malmö 2002-09-07
Jag undrar hur kan det komma sig att solen har funnits i miljarder år utan att dess strålning varken har minskat eller ökat? dvs nästan allt behöver energi att fungera eller har en vis funktion som sedan brukar lägga av efter några år och det behövs en arbetsfunktion för att den ska fungera men solen det är ingen som driver den eller har skapat den hur kan den då fungera i miljarder år utan någons påverkan?
/fatma z, Apelgårdskolan, Malmö 2002-09-07
Svar:
Solen befinner sig nu i ett skede med långsam utveckling (huvudserien). Då sker energiproduktionen genom "förbränning" av väte till helium i solens centrum. Detta har pågått i 5 miljarder år och kommer fortsätta i 5 miljarder år till. Därefter sker en rad drastiska förändringar innan solen slutar som en vit dvärgstjärna. För detta se nedan.
"Förbränningen" av väte till helium är inte vanlig kemisk förbränning som förbränning av kol till koldioxid genom tillsats av syre. Kemisk förbränning ger bara energimängder på ungefär eV (en mycket liten energienhet). Med en sådan förbränning skulle solen bara kunna lysa några tusen år.
En annan möjlig källa till solens energiutveckling som man funderade på i slutet av 1800-talet är gravitationsenergi. Solen skulle kunna frigöra energi genom att dra sig samman. Inte heller denna källa räcker till för att förklara energiutvecklingen under flera miljarder år.
För att förklara solens energiutveckling måste man ta till kärnfysik. Denna kunskap utvecklades under de första åren av 1900-talet. Den reaktion som ger solen energi sker vid c:a 15 miljoner grader i solens centrum och är mycket förenklat (i själva verket går reaktionen i flera steg, se bilden nedan och länk 1, Energiproduktion för detaljer):
4 1H --> 4He + energi
En väteatom har massan 1.007825032 massenheter (u) och en heliumatom har massan 4.002603250 u. Fyra väteatomer väger då
4.031300128 u. Skillnaden 0.028696878 u motsvarar en energi på 0.028696878931.5 MeV = 26.7 MeV, dvs 26700000 eV, allså en miljon gånger mer än vad vanlig förbränning ger. Det är alltså denna stora förvandling av massa till energi (E=mc2) som är solens energikälla. Den relativa energiutvecklingen blir 0.028696878/4.031300128 = 0.71%, dvs 0.71% av massan väte omvandlas till energi.
Energin som frigörs i solens centrum transporteras till solytan med konvektion och strålning. Temperaturen vid solytan är c:a 6000 grader och vid den temperaturen sänds det ut temperaturstrålning med maximum intensitet i synligt ljus, se fråga [12409].
En stjärna som är lite tyngre än solen kan mot slutet av sin utveckling även börja förbränna helium till kol:
3 4He --> 12C + Q
där Q är den utvecklade energin per reaktion:
Q = 3m(4He) - m(12C) = 34.002603 - 12.000000 = 0.007809 massenheter = 0.007809931.5 MeV = 7.274 MeV
Den relativa energiutvecklingen blir 0.007809/12 = 0.065%, dvs 0.065% av massan helium omvandlas till energi.
Att vätet räcker i c:a 5 miljarder år till betyder inte att livet kan finnas så länge.
Allteftersom heliumhalten i solens centrum ökar, ökar också
solstrålningen. Om 1 miljard är den 10 % högre än i dag. Det låter kanske inte så mycket, men det kommer leda till en skenande växthuseffekt i jordatmosfären, där sluttillståndet liknar förhållandet på vår grannplanet Venus. Där är temperaturen på ytan 450 oC, atmosfären består av kolsyra med ett tryck av 100 atmosfärer och molnen består av svavelsyra. Inget vatten finns nu på Venus. Under sådana förhållanden kan inget liv finnas.
Det är alltså naturlagarna som är så funtade att en stjärna av solens typ har en mycket lång period av långsam utveckling. Om utvecklingen hade varit mycket snabbare hade knappast liv hunnit utvecklas. Vi har idag mycket god kunskap om vad som sker i en stjärna som solen och hur den utvecklas.
Om du vill ha mer information, kolla sajten What will happen to the Solar System in the future. Den är på engelska.
Det finns också en artikel oktobernumret 2002 av Sky and Telescope. Den är också på engelska.
Solen befinner sig nu i ett skede med långsam utveckling (huvudserien). Då sker energiproduktionen genom "förbränning" av väte till helium i solens centrum. Detta har pågått i 5 miljarder år och kommer fortsätta i 5 miljarder år till. Därefter sker en rad drastiska förändringar innan solen slutar som en vit dvärgstjärna. För detta se nedan.
"Förbränningen" av väte till helium är inte vanlig kemisk förbränning som förbränning av kol till koldioxid genom tillsats av syre. Kemisk förbränning ger bara energimängder på ungefär eV (en mycket liten energienhet). Med en sådan förbränning skulle solen bara kunna lysa några tusen år.
En annan möjlig källa till solens energiutveckling som man funderade på i slutet av 1800-talet är gravitationsenergi. Solen skulle kunna frigöra energi genom att dra sig samman. Inte heller denna källa räcker till för att förklara energiutvecklingen under flera miljarder år.
För att förklara solens energiutveckling måste man ta till kärnfysik. Denna kunskap utvecklades under de första åren av 1900-talet. Den reaktion som ger solen energi sker vid c:a 15 miljoner grader i solens centrum och är mycket förenklat (i själva verket går reaktionen i flera steg, se bilden nedan och länk 1, Energiproduktion för detaljer):
4 1H --> 4He + energi
En väteatom har massan 1.007825032 massenheter (u) och en heliumatom har massan 4.002603250 u. Fyra väteatomer väger då
4.031300128 u. Skillnaden 0.028696878 u motsvarar en energi på 0.028696878931.5 MeV = 26.7 MeV, dvs 26700000 eV, allså en miljon gånger mer än vad vanlig förbränning ger. Det är alltså denna stora förvandling av massa till energi (E=mc2) som är solens energikälla. Den relativa energiutvecklingen blir 0.028696878/4.031300128 = 0.71%, dvs 0.71% av massan väte omvandlas till energi.
Energin som frigörs i solens centrum transporteras till solytan med konvektion och strålning. Temperaturen vid solytan är c:a 6000 grader och vid den temperaturen sänds det ut temperaturstrålning med maximum intensitet i synligt ljus, se fråga [12409].
En stjärna som är lite tyngre än solen kan mot slutet av sin utveckling även börja förbränna helium till kol:
3 4He --> 12C + Q
där Q är den utvecklade energin per reaktion:
Q = 3m(4He) - m(12C) = 34.002603 - 12.000000 = 0.007809 massenheter = 0.007809931.5 MeV = 7.274 MeV
Den relativa energiutvecklingen blir 0.007809/12 = 0.065%, dvs 0.065% av massan helium omvandlas till energi.
Att vätet räcker i c:a 5 miljarder år till betyder inte att livet kan finnas så länge.
Allteftersom heliumhalten i solens centrum ökar, ökar också
solstrålningen. Om 1 miljard är den 10 % högre än i dag. Det låter kanske inte så mycket, men det kommer leda till en skenande växthuseffekt i jordatmosfären, där sluttillståndet liknar förhållandet på vår grannplanet Venus. Där är temperaturen på ytan 450 oC, atmosfären består av kolsyra med ett tryck av 100 atmosfärer och molnen består av svavelsyra. Inget vatten finns nu på Venus. Under sådana förhållanden kan inget liv finnas.
Det är alltså naturlagarna som är så funtade att en stjärna av solens typ har en mycket lång period av långsam utveckling. Om utvecklingen hade varit mycket snabbare hade knappast liv hunnit utvecklas. Vi har idag mycket god kunskap om vad som sker i en stjärna som solen och hur den utvecklas.
Om du vill ha mer information, kolla sajten What will happen to the Solar System in the future
. Den är på engelska.Det finns också en artikel oktobernumret 2002 av Sky and Telescope. Den är också på engelska.
Hur gammalt är universum?
Fråga:
Eftersom all materia härstammar från bigbang (även vi) hur är det då möjligt att man kan se ljuset från 300.000 år efter big-bang (Ca 15 miljarder år sen). Jag menar vi själva var ju med vid "explosionen" borde inte då ljuset från Big-Bang ha hunnit långt förbi oss (under dom 10 miljarder år det tog förrän vi populerade jorden) och fortsatt ut i universum?
/emil Ã, pargas svenska gymnasium, Pargas ,Finland 2003-05-08
Eftersom all materia härstammar från bigbang (även vi) hur är det då möjligt att man kan se ljuset från 300.000 år efter big-bang (Ca 15 miljarder år sen). Jag menar vi själva var ju med vid "explosionen" borde inte då ljuset från Big-Bang ha hunnit långt förbi oss (under dom 10 miljarder år det tog förrän vi populerade jorden) och fortsatt ut i universum?
/emil Ã, pargas svenska gymnasium, Pargas ,Finland 2003-05-08
Svar:
Big Bang inträffade inte i någon särskild punkt, utan överallt.
Vi sitter inne i universum, och måste beskriva det under detta villkor. Universum kan inte betraktas utifrån. Relativitetsteorin tillåter inte detta, och relativitetsteorin är ett måste i detta sammanhang. Det enda vettiga måttet på det synliga universums storlek är att multiplicera universums ålder med ljushastigheten. Idag är då det synliga universum 13.7 miljarder ljusår.
Tittar vi allt längre ut i rymden, tittar vi också tillbaka i tiden. Det universum vi ser är alltså allt mindre ju längre ut vi tittar. Tittar vi så långt att det motsvarar en rödförskjutning på 1000, ser vi den kosmiska bakgrundsstrålningen, som då hade en temperatur på 3000 K. Nu har den sjunkit till 3 K. Universum var då 1000 gånger mindre än idag. Det var ungefär 400000 år efter Big Bang.
Genom att undersöka ojämnheterna i den kosmiska bakgrundsstrålningen kan man utforska ännu tidigare epoker. Det ser numera ut som att de största strukturerna vi idag känner i universum (100 - 500 miljoner ljusår) har sitt ursprung i slumpmässiga kvantfluktuationer när universum var 10-32 s gammalt. Vårt synliga universum var då stort som en golfboll ungefär.
Se vidare sajten för satellitexperimentet WMAP: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). I detta experiment har man mätt temperaturen hos den kosmiska bakgrundsstrålningen i olika riktningar och bland annat bestämt universums ålder till 13.7 miljarder år. Tolkningen av data från WMAP är ganska komplex och innehåller många paramerar man kan bestämma, se bilden nedan från länk 1. Universums ålder t0 finns strax över mitten i högra kolumnen. Tiden tdec när strålningen frikopplades från materien är som synes mer exakt 379000 år.
21st Century Science innehåller bra föreläsningsanteckningar bland annat om Big Bang. Studierna av bakgrundsstrålningen belönades med 2006 års nobelpris i fysik till John C. Mather och George F. Smoot, se länk 2.
Mer information om bakgrundsstrålningen:Cosmic_Background_Radiation .
Big Bang inträffade inte i någon särskild punkt, utan överallt.
Vi sitter inne i universum, och måste beskriva det under detta villkor. Universum kan inte betraktas utifrån. Relativitetsteorin tillåter inte detta, och relativitetsteorin är ett måste i detta sammanhang. Det enda vettiga måttet på det synliga universums storlek är att multiplicera universums ålder med ljushastigheten. Idag är då det synliga universum 13.7 miljarder ljusår.
Tittar vi allt längre ut i rymden, tittar vi också tillbaka i tiden. Det universum vi ser är alltså allt mindre ju längre ut vi tittar. Tittar vi så långt att det motsvarar en rödförskjutning på 1000, ser vi den kosmiska bakgrundsstrålningen, som då hade en temperatur på 3000 K. Nu har den sjunkit till 3 K. Universum var då 1000 gånger mindre än idag. Det var ungefär 400000 år efter Big Bang.
Genom att undersöka ojämnheterna i den kosmiska bakgrundsstrålningen kan man utforska ännu tidigare epoker. Det ser numera ut som att de största strukturerna vi idag känner i universum (100 - 500 miljoner ljusår) har sitt ursprung i slumpmässiga kvantfluktuationer när universum var 10-32 s gammalt. Vårt synliga universum var då stort som en golfboll ungefär.
Se vidare sajten för satellitexperimentet WMAP: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
. I detta experiment har man mätt temperaturen hos den kosmiska bakgrundsstrålningen i olika riktningar och bland annat bestämt universums ålder till 13.7 miljarder år. Tolkningen av data från WMAP är ganska komplex och innehåller många paramerar man kan bestämma, se bilden nedan från länk 1. Universums ålder t0 finns strax över mitten i högra kolumnen. Tiden tdec när strålningen frikopplades från materien är som synes mer exakt 379000 år.21st Century Science
innehåller bra föreläsningsanteckningar bland annat om Big Bang. Studierna av bakgrundsstrålningen belönades med 2006 års nobelpris i fysik till John C. Mather och George F. Smoot, se länk 2.Mer information om bakgrundsstrålningen:
Jag undrar varifrån man tror att allt vatten kommer ifrån?
Fråga:
Hej! Jag undrar varifrån man tror att allt vatten kommer ifrån?
/Jenny P, Dala skolan Södra, Bromölla 2003-10-19
Hej! Jag undrar varifrån man tror att allt vatten kommer ifrån?
/Jenny P, Dala skolan Södra, Bromölla 2003-10-19
Svar:
Hej Jenny :-) Mycket bra fråga! Låt oss se hur man tror jorden bildats:
För ungefär 5 miljarder år sedan bildades solen genom att ett gasmoln av väte och helium (och lite andra ämnen framför allt syre och kol, seAbundances_of_the_elements_(data_page)Sun_and_solar_system ) drog sig samman. Gravitationsenergin värmde upp centrum av molnet, och till sist var temperaturen så hög att kärnreaktioner var möjliga. Solen hade bildats.
Lite av molnet blev kvar, och eftersom det ganska säkert roterade, så bildades en skiva med överblivet material som kretsade kring solen. Det är denna skiva som har bildat planeterna.
Närmast solen, där det var varmast, samlades tyngre grundämnen (t.ex. kisel, järn) till större klumpar som senare blev planeter. Länge ut från solen kunde även lätta ämnen (t.ex. väte, helium, kol, syre) bilda större klumpar som också blev planeter.
Eftersom det fanns mycket väte och en hel del syre har det säkert snabbt bildats vatten eftersom syre och väte är mycket reaktiva. Detta vatten har sedan transporterats till jorden av kometer eller småplaneter som kolliderat med jorden.
Man kan i solsystemet som det ser ut i dag tydligt se en skillnad i sammansättningen av de inre planeterna (Merkurius, Venus, jorden, Mars) och de yttre (Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus). De inre planerna består mest av tunga grundämnen, medan de yttre innehåller mest väte och helium.
I början av jordens historia bombarderades den med meteoriter, av vilka några var stora som småplaneter. Jorden var då mycket varm, och det mesta vattnet förångades och förlorades ut i rymden. Lite senare har jorden träffats av kometer från yttre delarna av solsystemet. Dessa kometer innehöll en hel del vatten, som kondenserade och bildade oceanerna.
Källa bland annat: Life in the Universe, Addison Wesley/Benjamin Cummings 2003 - ISBN 0-8053-8577-0
Se länk 1 för resutat av isotopmätningar av kometmaterial som inte stämmer bra med att vattnet på jorden kommer från kometer.
På senare tid har man upptäckt att vissa småplaneter mellan Mars och Jupiter även innehåller vatten. Det kan vara så att en del av jordens vatten kommer från dessa småplaneter.
Se även en bra sammanfattning iOrigin_of_water_on_Earth .
/Peter E 2003-10-20
Hej Jenny :-) Mycket bra fråga! Låt oss se hur man tror jorden bildats:
För ungefär 5 miljarder år sedan bildades solen genom att ett gasmoln av väte och helium (och lite andra ämnen framför allt syre och kol, se
Lite av molnet blev kvar, och eftersom det ganska säkert roterade, så bildades en skiva med överblivet material som kretsade kring solen. Det är denna skiva som har bildat planeterna.
Närmast solen, där det var varmast, samlades tyngre grundämnen (t.ex. kisel, järn) till större klumpar som senare blev planeter. Länge ut från solen kunde även lätta ämnen (t.ex. väte, helium, kol, syre) bilda större klumpar som också blev planeter.
Eftersom det fanns mycket väte och en hel del syre har det säkert snabbt bildats vatten eftersom syre och väte är mycket reaktiva. Detta vatten har sedan transporterats till jorden av kometer eller småplaneter som kolliderat med jorden.
Man kan i solsystemet som det ser ut i dag tydligt se en skillnad i sammansättningen av de inre planeterna (Merkurius, Venus, jorden, Mars) och de yttre (Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus). De inre planerna består mest av tunga grundämnen, medan de yttre innehåller mest väte och helium.
I början av jordens historia bombarderades den med meteoriter, av vilka några var stora som småplaneter. Jorden var då mycket varm, och det mesta vattnet förångades och förlorades ut i rymden. Lite senare har jorden träffats av kometer från yttre delarna av solsystemet. Dessa kometer innehöll en hel del vatten, som kondenserade och bildade oceanerna.
Källa bland annat: Life in the Universe, Addison Wesley/Benjamin Cummings 2003 - ISBN 0-8053-8577-0
Se länk 1 för resutat av isotopmätningar av kometmaterial som inte stämmer bra med att vattnet på jorden kommer från kometer.
På senare tid har man upptäckt att vissa småplaneter mellan Mars och Jupiter även innehåller vatten. Det kan vara så att en del av jordens vatten kommer från dessa småplaneter.
Se även en bra sammanfattning i
/Peter E 2003-10-20
Hur bestämmer man avståndet till en stjärna med parallaxmetoden?
Gymnasium: Universum-Solen-Planeterna - parallaxmetoden [12314]
Fråga:
Frågan är ställd av oss lärare här!
Vi diskuterade vilka faktiska mätningar man gör när man bestämmer avståndet till en stjärna med parallaxmetoden....alltså hur görs verkligen mätningen mer exakt?!
/ulf j, Malmö Borgarskola, 2003-10-21
Frågan är ställd av oss lärare här!
Vi diskuterade vilka faktiska mätningar man gör när man bestämmer avståndet till en stjärna med parallaxmetoden....alltså hur görs verkligen mätningen mer exakt?!
/ulf j, Malmö Borgarskola, 2003-10-21
Svar:
Klassisk metod: Man bestämmer en närliggande stjärnas position relativt avlägsna stjärnor, dvs man mäter upp små vinklar med en meridiancirkel eller fotografiskt. Om detta upprepas under ett år utför stjärnan en cirkelrörelse. Denna cirkelrörelses radie i bågsekunder (vinkeln theta) ger avstånder till stjärnan R som R=r/theta om r är jordbanans radie och theta vinkeln i radianer.
Modern metod: Man mäter fortfarande vinklar men med en sofistikerad satellit Hipparcus eller i framtiden GAIA. För
detaljer se denna trevliga sajt från Institutionen för astronomi vid LU: Astrometri.
/Peter E 2003-10-21
Klassisk metod: Man bestämmer en närliggande stjärnas position relativt avlägsna stjärnor, dvs man mäter upp små vinklar med en meridiancirkel eller fotografiskt. Om detta upprepas under ett år utför stjärnan en cirkelrörelse. Denna cirkelrörelses radie i bågsekunder (vinkeln theta) ger avstånder till stjärnan R som R=r/theta om r är jordbanans radie och theta vinkeln i radianer.
Modern metod: Man mäter fortfarande vinklar men med en sofistikerad satellit Hipparcus eller i framtiden GAIA. För
detaljer se denna trevliga sajt från Institutionen för astronomi vid LU: Astrometri
./Peter E 2003-10-21
När började den moderna kosmologin?
Gymnasium: Universum-Solen-Planeterna - kosmologi [12602]
Fråga:
Hej, jag har ett specialarbete om moderna kosmologin, när började den?
/Mohammad H, Brännkyrkagynasium, Midsommarkransen 2004-01-15
Hej, jag har ett specialarbete om moderna kosmologin, när började den?
/Mohammad H, Brännkyrkagynasium, Midsommarkransen 2004-01-15
Svar:
Hej Mohammad! Det är omöjligt att svara på eftersom begreppet 'modern kosmologi' inte är väldefinierat. Man kan säga på 1600-talet då en korrekt världsbild började växa fram. Fler milstolpar: Einsteins allmänna relativitetsteori 1916; upptäckten av Hubble att universum expanderar (1929); Gamows formulering av Big Bang teorin (40-talet); förståelsen i början av 50-talet hur sjärnorna producerade sin energi och hur grundämnena bildats; Penzias och Wilsons upptäckt 1965 av den kosmiska mikrovågsstrålningen; HST (HubbleSite); de senaste resultaten från Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) som ger mycket noggrann information om universum, bland annat vad universum består av, se bilden nedan från "NASA/WMAP Science Team".
Börja med att slå på kosmologi i Nationalencyklopedin, där finns en bra artikel av Peter Nilsson. Wikipedia har ett par bra artiklar som mycket detaljerat behandlar även historiska aspekter: Cosmology och Timeline_of_cosmology . Sedan finns det många källor att fortsätta med, ovanstående och länken nedan ger en början.
Hej Mohammad! Det är omöjligt att svara på eftersom begreppet 'modern kosmologi' inte är väldefinierat. Man kan säga på 1600-talet då en korrekt världsbild började växa fram. Fler milstolpar: Einsteins allmänna relativitetsteori 1916; upptäckten av Hubble att universum expanderar (1929); Gamows formulering av Big Bang teorin (40-talet); förståelsen i början av 50-talet hur sjärnorna producerade sin energi och hur grundämnena bildats; Penzias och Wilsons upptäckt 1965 av den kosmiska mikrovågsstrålningen; HST (HubbleSite
); de senaste resultaten från Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) som ger mycket noggrann information om universum, bland annat vad universum består av, se bilden nedan från "NASA/WMAP Science Team".Börja med att slå på kosmologi i Nationalencyklopedin
, där finns en bra artikel av Peter Nilsson. Wikipedia har ett par bra artiklar som mycket detaljerat behandlar även historiska aspekter: 
Hur vet man vilka ämnen solen består av?
Grundskola_7-9: Universum-Solen-Planeterna - spektrum [12637]
Fråga:
Hur vet man vilka ämnen som solen består av? Vad har man använt för metoder för att ta reda på det?
Tack på förhand.
/Louise F, Gamlestadsskolan, Göteborg 2004-01-22
Hur vet man vilka ämnen som solen består av? Vad har man använt för metoder för att ta reda på det?
Tack på förhand.
/Louise F, Gamlestadsskolan, Göteborg 2004-01-22
Svar:
Louise! Man kan ta reda på vilka grundämnen som finns i solen och i andra stjärnor genom att analysera ljusets spektrum (se fråga 176). Alla grundämnen absorberar ljus vid specifika våglängder - detta har vi kommit fram till genom att studera ämnenas egenskaper i laboratorier här på jorden.
Om vi nu tittar efter absorptionslinjer i stjärnljusets spektrum kan vi identifiera vilka ämnen som finns i solen och i andra stjärnor, och också bestämma deras relativa mängder. Se nedanstående bild.
Det visar sig att solen består av minst 67 olika grundämnen, men två av dessa dominerar helt: väte (71.0% av massan) och helium (27.1%). Läs mer om solens sammansättning under Länk 1 och 2.
Alla stärnor innehåller mest väte och helium och halten tyngre grundänen varierar beroende på stjärnans ålder - unga stjärnor innehåller i medeltal mer tyngre ämnen än äldre.
Fundera på: vad finns det för möjliga felkällor när man använder absorptionsspektroskopi för att studera föremål som ligger väldigt långt bort från jorden?
Louise! Man kan ta reda på vilka grundämnen som finns i solen och i andra stjärnor genom att analysera ljusets spektrum (se fråga 176). Alla grundämnen absorberar ljus vid specifika våglängder - detta har vi kommit fram till genom att studera ämnenas egenskaper i laboratorier här på jorden.
Om vi nu tittar efter absorptionslinjer i stjärnljusets spektrum kan vi identifiera vilka ämnen som finns i solen och i andra stjärnor, och också bestämma deras relativa mängder. Se nedanstående bild.
Det visar sig att solen består av minst 67 olika grundämnen, men två av dessa dominerar helt: väte (71.0% av massan) och helium (27.1%). Läs mer om solens sammansättning under Länk 1 och 2.
Alla stärnor innehåller mest väte och helium och halten tyngre grundänen varierar beroende på stjärnans ålder - unga stjärnor innehåller i medeltal mer tyngre ämnen än äldre.
Fundera på: vad finns det för möjliga felkällor när man använder absorptionsspektroskopi för att studera föremål som ligger väldigt långt bort från jorden?
Hur beräknas solens och planeternas massor?
Gymnasium: Universum-Solen-Planeterna - fallrörelse, Keplers lagar, massbestämning, Newtons gravitationslag, tyngdaccelerationen, verktyg [12644]
Fråga:
Hur kan man beräkna massan för någon planet i vårt solsystem. För att beräkna massan för t.ex. Mars måste
man ju känna till banhastigheten och avståndet till solen. men även solens massa måste ju vara känd, samt den gemensamma tyngdpunkten. Dom två första variablerna kan man säkert mäta sig till. Men hur gör man sedan?
/Lars B, Pauli, Malmö 2004-01-23
Hur kan man beräkna massan för någon planet i vårt solsystem. För att beräkna massan för t.ex. Mars måste
man ju känna till banhastigheten och avståndet till solen. men även solens massa måste ju vara känd, samt den gemensamma tyngdpunkten. Dom två första variablerna kan man säkert mäta sig till. Men hur gör man sedan?
/Lars B, Pauli, Malmö 2004-01-23
Svar:
Låt oss först skissa bakgrunden. Från Tycho Brahes mycket exakta mätningar av planeten Mars' rörelse kunde Johannes Kepler få fram tre lagar för planeternas rörelser. Isaac Newton kunde senare förklara dessa rörelser med hjälp av en lag, gravitationslagen, och nyutvecklad matematik (differentialkalkyl).
Keplers första lag : Planetbanorna är ellipser med solen i den ena brännpunkten. (Se nedanstående figur.)
Keplers andra lag : Varje planet rör sig längs sin elliptiska bana med en sådan hastighet att en linje från planeten till solen ("radius vector") alltid sveper över en lika stor area på samma tid. (Se nedanstående figur.) Planeten rör sig alltså snabbare när den är nära solen än när den är längre ifrån.
Från sin gravitationslag kunde Newton härleda följande variant avKeplers tredje lag :
P är (sideriska) omloppstiden
a är halva storaxeln av banan
G är gravitationskonstanten
m1 och m2 är objektens massor
Låt oss först skissa bakgrunden. Från Tycho Brahes mycket exakta mätningar av planeten Mars' rörelse kunde Johannes Kepler få fram tre lagar för planeternas rörelser. Isaac Newton kunde senare förklara dessa rörelser med hjälp av en lag, gravitationslagen, och nyutvecklad matematik (differentialkalkyl).
Från sin gravitationslag kunde Newton härleda följande variant av
P är (sideriska) omloppstiden
a är halva storaxeln av banan
G är gravitationskonstanten
m1 och m2 är objektens massor
Gravitationskonstanten (
G = 6.673 10-11 m3s-2kg-1
Eftersom gravitationskonstanten är svår att mäta är den en av de sämst kända naturkonstanterna.
Om vi sätter in värdet på G och förenklar lite får vi
(m1+m2) =
(4p2/G) a3/P2 =
5.916 1011 a3/P2
Detta uttryck kan tillämpas på vilket system av två objekt som helst, till exempel Mars och Mars' månar Phobos och Deimos eller t.o.m på ett svart hål i vintergatans centrum (se fråga 6228). Låt oss först tillämpa det på systemet jorden-månen:
(m1+m2) = 5.916 1011 (384400000)3/(27.32246060)2 = 6.03 1024 kg.
Observera att vi måste använda SI enheter genomgående, dvs meter och sekunder. Från läget av jorden-månens gemensamma tyngdpunkt kan man bestämma m1/m2 till 81.3, så jordens massa blir 5.96 1024 kg.
Tillämpat på systemet jorden-solen får vi
(m1+m2) = 5.916 1011 (149600000000)3/(365.24246060)2 = 1.99 1030 kg.
Eftersom jordens massa kan försummas blir detta solens massa.
För planeter som saknar månar får man mäta deras påverkan av andra planeter. På senare tid har man ju skickat rymdsonder till många planeter, och då kan man bestämma planetens massa från sondens acceleration i närheten av planeten.
Observera att vi även kan bestämma jordens massa med hjälp av tyngdaccererationen 9.81 m/s2 och Newtons gravitationslag:
F = ma = (mM G)/r2 dvs
M = a r2/G = 9.81 (6.38 106)2/(6.673 10-11) = 5.98 1024 kg.
Det var denna överensstämmelse som övertygade Newton (och andra) att det var samma kraft som påverkar varje massa på jorden (äpplet :-)) som den kraft som styr solsystemet.
Se även: (lite lättare) och Newton's Law of Gravity.
Formelsamling i fysik är en lättillgänglig sammanställning av fysikaliska formler och konstanter. Fysikalisk_konstant
och den engelska versionen
** Frågelådan är stängd för nya frågor tills vidare **
Länkar till externa sidor kan inte garanteras bibehålla informationen som fanns vid tillfället när frågan besvarades.
Länkar till externa sidor kan inte garanteras bibehålla informationen som fanns vid tillfället när frågan besvarades.
Denna sida frÃ¥n NRCF är licensierad under Creative Commons: Erkännande-Ickekommersiell-Inga bearbetningar