Konstanter og formelsamling finner du bakerst Merk: Figurene til oppgavene er ofte på en annen side en selve oppgaven

Transkript

1 UNIVERSITETET I OSLO Det matematisk-naturvitenskapelige fakultet Midtveis -eksamen i AST2000, 11. oktober 2017, Oppgavesettet inkludert formelsamling er på 10 sider Tillatte hjelpemidler: 1) Angel/Øgrim og Lian: Fysiske størrelser og enheter 2) Rottman: Matematisk formelsamling 3) Elektronisk kalkulator av godkjent type Konstanter og formelsamling finner du bakerst Merk: Figurene til oppgavene er ofte på en annen side en selve oppgaven Hver av de 9 (del)oppgavene i eksamenssettet teller likt. Vær nøye med å forklare formlene du bruker: når du bruker formler fra formelsamlingen, forklar veldig kort hvorfor du bruker denne formelen og nevn hva symbolene i formelen står for. Selv om svaret er riktig, gies det ikke poeng på en oppgave hvis man ikke viser at man har forstått fysikken bak (dette gjelder spesielt oppgaver hvor svaret er oppitt). Hvis du bruker formler som ikke er oppgitt og som ikke er grunnleggende fysiske formler (dette skulle ikke være nødvendig) så må formlene utledes. Spørmålene kan besvares på enten bokmål, nynorsk eller engelsk. You may answer these questions in either Norwegian or English. OPPGAVE 1: Vi skal se på temperaturstatistikk for Kuala Lumpur som har gjennomsnittstemperatur på omtrent 29 grader (Celcius) hele året rundt. Anta at temperaturfluktuasjonene fra dag til dag er Gaussisk fordelt med standardavvik på 2 grader. Hva er sannsynligheten for at temperaturen i Kuala Lumpur i dag er mellom 27 og 31 grader? I denne oppgaven får du full pott kun ved å gi et prosenttall uten nœrmere forklaring eller regning. Vet du ikke svaret, kan du vise hvilket matematisk uttrykk som man måtte løst for å finne svaret. OPPGAVE 2 I denne oppgaven skal du vise Keplers 2.lov. Keplers 2.lov kan skrives matematisk som da dt = konstant som betyr at arealet A som sveipes ut av vektoren r (fra sola til planeten) per tidsintervall er konstant. Vi vil nå vise dette steg for steg. 1. Vis at det infinitesimalt lille arealet da som sveipes ut av radiusvektoren r for en infinitesimal liten bevegelse r som betegnes med dr og dθ kan skrives som da = 1 2 r2 dθ. 1

2 (Hint: tegn en figur: se om du kan du tilnœrme arealet i figuren med en trekant). Merk: Siden svaret er gitt, så må du i denne oppgaven forklare hver del i så mye detalj at vi ikke har noen tvil om at du forstår hva du gjør, forklare alltid hvorfor du gjør som du gjør og hvorfor du får de uttrykkene du får. 2. Del uttryket med dt for å få et uttrykk for da/dt som inneholder radius r og tangensialhastighet v θ. Igjen så må du vise tydelig at du forstår hver overgang, det blir kun uttelling hvis vi ikke har noen tvil om at du forstår hva du gjør. 3. Vis at tangensialhastighet kan uttrykkes som v θ = h/r der h er spinn per masse og bruk dette til å vise Keplers 2.lov. Du vil se at Keplers 2.lov bare er et uttrykk for en annen grunnleggende fysisk lov, hvilken? OPPGAVE 3a Bakgrunnsinformasjon: I 2011 ble det for første gang oppdaget en ekstrasolar planet i bane rundt et dobbeltstjernesystem (to stjerner som går i bane omkring et felles massesenter). Resultatene ble publisert i tidsskriftet Science og i figur 2 og 3 ser du figurene fra denne artikkelen. Den første figuren viser lyskurven til stjernesystemet med formørkelser (øverst) og forstørrelse av lyskurvene ved formørkelser (nederst). Enhetene på x-aksene er alltid i dager. Systemet består av stjerne A (størst) og stjerne B. De to stjernene formørker hverandre, og planeten formørker de to stjernene. Når det ikke er noen formørkelser, er lyskurva på toppen (normalisert til 1) som betyr at vi mottar lys fra begge stjernene. I den andre figuren ser vi observert radiell hastighet som funksjon av tida målt med Dopplereffekten. Det er kun stjerne A som man klarer å måle Dopplereffekten på og målepunktene er derfor for denne stjerna. Den heltrukne kurva er beste tilpasning for stjerne A når man antar at det kun er stjerne B som påvirker den. Den stripla linja er modellkurva for stjerne B. Oppgave: Denne oppgaven består av 4 små spørsmål der svaret enkelt kan sees direkte fra figurene uten noe regning, men det er viktig at du forklarer hvordan du tenker for å finne svaret: 1. Ved å kikke på lyskurvene, hvilke av de tre mulige konfigurasjonene i figur 1 må det her være snakk om? Argumenter. I figurene ser vi alt fra referansesystemet til stjerne A (stor skive). Figurene viser banene til stjerne B (mellomstor skive) og planeten (minst skive) sett fra stjerne A. 2. Omtrent hva er inklinasjonen til baneplanet for stjerne B? 3. Omtrent hva er inklinasjonen til baneplanet for planeten? 4. Omtrent hva er hastigheten til massesenteret til dette systemet i forhold til oss (og er bevegelsen fra oss eller mot oss)? 2

3 OPPGAVE 3b Bakgrunnsinformasjon: Massen til stjerne A er målt til å være 0.7 solmasser. Oppgave: Se for øyeblikket bort fra planeten og bruk hastighetskurven til å finne massen til stjerne B (anta at stjerne B er mye mindre enn stjerne A). Forklar hvordan du går frem og hvordan du leser av på figuren. Angi svaret i solmasser. Hint 1: Les av så godt du kan på kurven, det blir ikke helt nøyaktig, men det blir det ikke trekk for så lenge du forklarer hva du gjør. Hint 2: Resultatet du får viser at antakelsen om at stjerne B er mye mindre enn stjerne A nok ikke er en spesielt god antagelse. OPPGAVE 3c Bakgrunnsinformasjon: Den heltrukne linja for stjerne A i hastighetskurven er beste tilpassning når man ser bort fra planeten. Nederst i figur 3 ser du differansen mellom målepunktene og beste tilpasning for stjerna A fra grafen rett over. Du ser små regelmessige avvik som skyldes planeten. Oppgave: Finn massen til planeten og angi svaret i Jupitermasser. Hvis du ikke får til dette bruk 3 Jupitermasser (som ikke er riktig svar) i neste oppgave. Hint 1: Her er måleusikkerhetene veldig store og det er vanskelig å lese av fra grafen: ikke fortvil hvis du ikke får målepunktene til å stemme helt med det du hadde forventet. Alle kommer nok til å få litt forskjellige tall, det blir derfor hovedsakelig gitt poeng for selve forklaringen av hvordan du tenker når du leser av fra kurven (lag gjerne tegning av grafen som viser hvordan du leser av). Hint 2: Du kan finne informasjon både i figur 2 og 3 for å løse denne oppgaven. Hint 3: Siden den beste modellen for hastighetskurven til stjerne A under påvirkning fra stjerne B er trukket fra, kan du, når du bruker den nederste grafen i figur 3 se helt bort i fra stjerne B (dette er en tilnærming). Du kan dermed anta at den nederste graften er hastighetskurven til stjerne A kun under påvirkning av planeten. OPPGAVE 3d Oppgave: Bruk figurene til å finne midlere tetthet til planeten. Igjen så blir det unøyaktige avlesninger, pass på å forklare godt hva du gjør. Kort tilleggsspørsmål: Hvis vi antar at tettheten er uniform, er dette en steinplanet eller gassplanet? (Studier av lyskurvene tilsier faktisk at fordelingen ikke er uniform og at det er mer som en steinplanet med en veldig stor atmosfære). 3

4 planet planet B B planet B Figur 1: Tre mulige konfigurasjoner for systemet. Den store skiva er stjerne A, den litt mindre skiva er stjerne B og den minste er planeten. I alle tre tilfeller ser vi systemet fra referansesystemet til stjerne A og banene til stjerne B og planeten er tegnet inn. 4

5 Figur 2: Lyskurven til dobbeltstjernesystemet med forstørrelser av formørkelsene (nederst). Tall på alle x-aksene er i dager. Fra Doyle et al. 2011, Science, 333,

6 Figur 3: Øverst: Dopplermålinger av stjerne A (punkter), beste modellkurve for stjerne A (heltrukken linje) og stjerne B (striplet linje) når man antar at disse ikke har planet i bane rundt seg. Nederste plot: Differansen mellom modell og måling for stjerne A, her ser vi fluktuasjoner fra planetens påvirkning på stjernehastigheten. Fra Doyle et al. 2011, Science, 333,

7 Konstanter og uttrykk som kan være nyttige: Lyshastigheten: c = m/s Plancks konstant: h = Js Gravitasjonskonstanten: G = Nm 2 /kg 2 Boltzmanns konstant: k = J/K Stefan Boltzmann konstant: σ = W/m 2 K 4. Elektronets hvilemasse: m e = kg Protonets hvilemasse: m p = kg Nøytronets hvilemasse: m n = kg Wiens forskyvnigslov: λ max T = m K 1 ev (elektronvolt) = J Solmassen: M = kg Jordmassen: M jord = kg Solradien: R = m. Solas tilsynelatende magnitude: m = 26.7 Solas luminositet: L = W Massen til Saturn: kg Middelavstand til Saturn: m Temperaturen på solens overflate: 5780 K Astronomisk enhet: 1AU = m Hubblekonstanten: H 0 = 71 km/s/mpc lysår: 1 ly = m parsec: 1 pc = AU = 3.27 ly 7

8 Formler vi har brukt/utledet i kurset: P 2 = P 2 = a 3 4π 2 G(m 1 +m 2 ) a3 r +m r r 3 = 0 r = p 1+ecosf m = G(m 1 +m 2 ) p = h 2 /m E = 1 2ˆµv2 G m 1m 2 r ˆµ = m 1m 2 m 1 +m 2 E = Gm 1m 2 (e 2 1) 2p p = a(1 e 2 ) (ellipse) p = a(e 2 1) (hyperbel) p = 2a (parabel) N m i r i = MR i=1 m p sini = m2/3 v r P 1/3 (2πG) 1/3 m p = v m v(r) = v p GM r ρ(r) = v2 (r) 4πGr 2 ρ 0 ρ(r) = 1+(r/R) 2 8

9 B(ν) = 2hν3 1 c 2 e hν/(kt) 1 de I(ν) = cosθdωdadtdν L = de dt F = de dadt F = σt 4 λ max T = m K λ FWHM = 2λ 0 c 2kT ln2 m ( ) F1 m 1 m 2 = 2.5log 10 F 2 ) m M = 5log 10 ( d 10pc < E K >= 3 2 kt n = M µm H P = ρkt µm H ( ) m 3/2 P(v) = e mv2 /(2kT) 4πv 2 2πkT ( ) m 3/2 P( v) = e mv2 /(2kT) 2πkT 1 2 n( p) = e (p2 p 2 F )/(2mkT) +1 g(e) n(e) = e (E EF)/(kT) +1 ( ) 2/3 E F = h2 3ne 8m e π T n 2/3 e < h2 12m e k ( 3 π 9 ) 2/3 h 3

10 ( 3 2/3 h P = π) 2 n 5/3 e 20m e P = hc ( ) 3 1/3 n 4/3 e 8 π E K = 3 5 E F ρ(r) d2 r dp(r) = ρ(r)g(r) dt2 dr P = 1 3 P r = 1 3 at4 0 pvn(p)dp 10