Fysik og det moderne verdensbillede.pdf - Horsens HF og VUC

Det moderne 

verdensbillede 

Af Mathias Egholm 

Maj 2011

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME 

-1-


Indholdsfortegnelse 

1 Fysik og verdensbilleder: .................................................. 4 

1.1 Galileo Galilei (1564-1642): .......................................... 5 

2 Udviklingen af dagens verdensbillede: .............................. 7 

3 Stjernerne deres fødsel og død ......................................... 8 

3.1 Solen .............................................................................. 8 

3.2 Stjernefødsel ............................................................... 12 

3.3 Stjernedød ................................................................... 13 

4 Jorden og månen ............................................................ 17 

4.1 Jordens dannelse: ....................................................... 17 

4.2 Jorden – vores hjem: ................................................... 19 

4.3 Jordens energibalance: ............................................... 20 

4.3.1 Indstrålingseffekt og indstrålingsvinkel: ................. 21 

4.3.2 Klima på Jorden:...................................................... 22 

4.4 Jordens og månens bevægelser: ................................. 23 

4.4.1 Månens faser og formørkelser: .............................. 23 

4.4.2 Sol- og måneformørkelser: ..................................... 24 

4.4.3 Tidevand: ................................................................ 25 

5 Mælkevejen ................................................................... 27 

6 Universet bliver større .................................................... 29 

6.1 Afstandsbestemmelse i Universet .............................. 30 

6.1.1 Parallaksemetoden ................................................. 30 

6.1.2 Størrelsesklasser ..................................................... 32 

6.1.3 Cepheidemetoden .................................................. 33 

6.1.4 Afstande ved hjælp af supernovaer ........................ 35 

6.2 Rødforskydning ........................................................... 37 

6.3 Hubbles resultater ...................................................... 39 

7 Big Bang og det kosmologiske princip ............................. 41 

7.1 Det kosmologiske princip: ........................................... 41 

8 Gåder i den moderne kosmologi ..................................... 46 

8.1 Mørkt stof ................................................................... 46 

8.2 Opdagelsen af den kosmologiske konstant ................ 48 

8.3 Universets fremtid ...................................................... 50 

-2-


-3-


1 Fysik og verdensbilleder: 

Et verdensbillede er en helhedsforståelse af den verden, som omgiver os. Mennesket har 

altid søgt forklaringer på, hvordan vores verden er opstået, og hvordan den udvikler sig. 

De ældste verdensbilleder, vi kender, er religiøse forestillinger side om side med 

naturvidenskabelige forklaringer på verdens indretning. I dag har vi fået opdelt religion og 

naturvidenskab således, at videnskaben beskæftiger sig med spørgsmålet om hvordan, 

mens religion i forhold til vores verdensbillede mere prøver at besvare spørgsmål om 

hvorfor. I naturvidenskab prøver vi altså at besvare spørgsmålet om, hvordan verden ser 

ud, og hvordan den er blevet, som den er i dag. Religion i dag beskæftiger sig mere med 

spørgsmål som, hvorfor verden er, som den er, hvorfor den blev dannet, hvorfor vi er her. 

Det moderne verdensbillede er et resultat af hundrede af års forskning. Vi er konstant 

blevet klogere. Nogle gange har vores naturvidenskabelige forståelse for Universet udviklet 

sig i spring, hvor man pludselig er blevet meget klogere på meget kort tid, men generelt er 

det en langsom udvikling, hvor man hele tiden bygger ny viden oven på den viden man 

tidligere har erhvervet sig. Hver gang vi får et spørgsmål besvaret, bliver der stillet en 

masse nye. Eksempelvist har vi nu efter mange års målrettet forskning fundet frem til, at 

der er kæmpe massive sorte huller i centrum af alle større galakser. Dette leder os frem til 

nye spørgsmål som ”hvordan blev de skabt?”, ”hvornår blev de skabt?”, ”hvilken betydning 

har de for galaksernes udvikling og skabelse?” osv. På den måde er vi blevet klogere, men 

har samtidig endnu flere ubesvarede spørgsmål, end da vi blot undersøgte om de 

kæmpemæssige sorte huller overhovedet eksisterede. Efter al sandsynlighed er alle de 

ovenstående spørgsmål også besvaret om 2-5 

år, men hvert svar vil igen give anledning til nye 

spørgsmål. En dansk astrofysiker; Palle Møller 

som forsker på ESOs hovedkvarter i München 

har beskrevet videnskaben således: 

”Videnskaben er som en stor kugle, der bliver 

pustet op. Den samlede sum af viden er 

kuglens størrelse, og vi ved mere og mere, - 

derfor bliver kuglen større. De ubesvarede 

spørgsmål, som forskningen arbejder med 

ligger på overfladen af kuglen, og denne 

overflade bliver også større og større jo mere vi 

ved.” 

Vi vil i dette hæfte beskæftige os med det naturvidenskabelige billede af vores Univers. Vi 

vil fortælle om jorden og solen, solsystemets plads i Universet, om Universet som helhed, 

Universets fremtid og ikke mindst Universets begyndelse. 

-4- 

Figur 1: Palle Møller. Dansk astronom ansat ved 

ESO i München.


1.1 Galileo Galilei (1564-1642): 

Det virker passende at starte et hæfte som dette med den 

første person som man kan argumentere for startede 

astronomi som videnskab. 

Galilei var nemlig den første til at rette en kikkert op imod 

nattehimlen, og dermed prøve at beskrive universet ud fra 

observationer, snarere end religiøs overbevisning. 

Kopernikus (1473-1543) var dengang kommet med sit bud på 

et verdensbillede, hvor han mente, at Solen var i centrum i 

Universet og ikke Jorden. Det såkaldte heliocentriske 

verdensbillede. Kopernikus’s verdensbillede passede dog ikke meget bedre overens med 

observationerne end det daværende geocentriske verdensbillede , hvor Jorden var 

centrum for universet. Dette skyldes at Kopernikus ikke ville opgive cirklen som basis for sit 

verdensbillede. 

Begge verdensbilleder krævede masser af 

krumspring for at kunne passe til 

observationerne. 

Specielt var det planeternes bevægelser på 

nattehimlen, man undrede sig over. Nogle 

planeter lavede en ”sløjfe” på nattehimlen, 

og det var svært at forklare dette. 

Galilei’s observationer beviste utvetydigt 

det heliocentriske verdensbillede. 

Galilei rettede i 1609 sin kikkert mod 

nattehimlen, og han så en helt ny verden 

åbne sig. Han så kratere og bjerge på 

Månen, solpletter på Solens overflade, 

Venus som havde faser ligesom månen, 

måner i omløb om Jupiter. 

Alle disse observationer viste utvetydigt at, 

Figur 2: Eksempel på en planetbevægelse henover 

stjernehimmelen. Det var disse planetbevægelser 

der nødvendiggjorde epicykelmodellen i det 

geocentriske verdensbillede. 

fra et naturvidenskabeligt synspunkt kunne det geocentriske verdensbillede ikke længere 

holde vand (se Opgave 1). 

Videnskaben dengang var gennemsyret af Aristoteles’ lære, som var ganske 

banebrydende på Aristoteles’ tid (år ca. 350 f.kr.), men som ikke var bygget på den 

naturvidenskabelige metode. Alligevel var Aristoteles’ ord stadig lov for mange 

videnskabsmænd i Galilei’s tid. Ét af Aristoteles’ påstande var, at himmellegemers fysik er 

fundamentalt anderledes end på Jorden. 

Dette argument brugte disse videnskabsmænd så til at argumentere imod Galilei’s beviser 

for et heliocentrisk verdensbillede. Deres tankegang var kort sagt, at man ikke kunne bruge 

observationer af himmellegemer til at bevise noget som helst, fordi himmellegemerne jo 

opfører sig skørt… 

Ud over intellektuel modstand mødte Galilei enorm modstand imod sit heliocentriske 

verdensbillede fra den katolske kirke. Galilei blev arresteret og levede sine sidste år i 

husarrest. Kirken forbød hans bog og kæmpede hårdt mod hans og andres tekster, der 

-5-


argumenterede for et heliocentrisk verdensbillede. Først i 1835 måtte kirken opgive, og 

forbudet mod Galilei’s bog blev ophævet. 

Tænk lige over det. 

I over 200 år holdt kirken det simpelt hen hemmeligt, at Jorden ikke var centrum i 

Universet! 

Opgave 1: 

Galilei observerede i sin kikkert, at Venus 

gennemgår de samme faser som Månen, selvom 

den aldrig fjerner sig mere en 47º fra Solen (set 

fra Jorden). 

Lav en skitse af Solen, Jorden og Venus 

ifølge det heliocentriske verdensbillede. 

Vis på din tegning, hvordan Solen, Jorden 

og Venus skal stå når Venus’ fase (set fra 

Jorden er fuld-, halv- og ny-venus.) 

Lav på tilsvarende måde en skitse af Solen, 

Jorden og Venus ifølge det geocentriske 

verdensbillede. Vis på din tegning 

hvordan Solen, Jorden og Venus skal stå, 

når Venus’ fase (stadig set fra Jorden) er 

fuld-, halv- og ny-venus. 

Kan det ud fra dine figurer lade sig gøre i 

et geocentrisk verdensbillede at Venus 

aldrig fjerner sig mere en 47º fra Solen? 

Opgave 2: 

Hvordan kan Galileo’s andre observationer bruges som argumentation imod et 

geocentrisk verdensbillede? Prøv at nedskrive argumenterne. 

Opgave 3: 

Hvorfor er det umuligt at argumentere imod Galileo’s modstanderes argumenter? 

Hvordan adskiller de sig fra Galileo’s egne argumenter? 

-6- 

Figur 3: Side fra Galileo’s bog hvor han 

argumenterer for et heliocentrisk 

verdensbillede.


2 Udviklingen af dagens verdensbillede: 

I dag er vores verdensbillede i rivende udvikling. Det ser fundamentalt anderledes ud end 

det gjorde for blot 50 eller 20 år siden, og selv de mest progressive videnskabsmænd der 

levede for 100 år siden, ville aldrig i deres vildeste fantasi have kunnet forestille sig et 

Univers som det, de nuværende forskere 

beskriver. 

Den mest slående forskel på det 

daværende verdensbillede, og det vi tror 

på i dag, er nok Universets størrelse. 

Moderne observationer viser, at Universet 

er stort. 

Rigtig stort. 

Bare afstanden fra Jorden til vores 

nærmeste nabo månen er skræmmende 

stor (illustreret på Figur 4). Afstanden til 

solen er ca. 400 gange større, - ca. 150 

mio km. 

Og så er solen endda set med astronomiøjne, 

virkelig, virkelig tæt på os. 

Figur 4: Billede af Jord måne systemet, taget fra en 

satellit som kiggede tilbage mod Jorden på dens vej 

mod Mars. 

En anden meget slående forskel på vores og datidens verdensbillede er, at nutidens 

verdensbillede er dynamisk; galakser og stjerner bevæger sig i forhold til hinanden, og 

intet står stille. I de tidligere verdensbilleder troede man, at det meste af Universet stod 

stille, og kun få dele af Universet bevægede sig, nemlig planeterne. 

Dagens verdensbillede udvikler sig hurtigt, og det er mere end sandsynligt, at der vil være 

en tilsvarende stor forskel på det verdensbillede vi har i dag, og det verdensbillede der er 

gældende 100 år ude i fremtiden… 

Opgave 4: 

Tæl til en million. Forestil dig at beslutter at ville tælle til en million. Du tæller 1 tal i 

sekundet og tæller både dag og nat. Hvor lang tid vil det tage dig at tælle til en million? 

Opgave 5: 

Tæl til en milliard. Samme fremgangsmåde som i foregående opgave, men nu får du én til 

at hjælpe dig, fordi der er langt til en milliard. I kan så tælle 2 tal pr. sekund. Hvor lang tid 

vil det tage jer at nå til tallet 1 milliard? 

-7-


Opgave 6: 

Forestil dig at der blev bygget en tysk autobahn hele vejen til Solen, så man kunne køre 

derud i sin nye fine sportsvogn. Sportsvognen kan køre 300 km/t og har uendelig meget 

benzin. Hvor lang tid vil det tage at nå ind til Solen? 

Opgave 7: 

Den nærmeste stjerne er 4,2 lysår (Proxima Centauri) væk fra os. Hvor lang tid skal man 

køre i sportsvognen fra forrige opgave for at nå ud til bare den nærmeste stjerne? Hvor 

hurtigt vil du vurdere at man skal kunne rejse, før en tur til andre stjerner kan blive en 

realitet? 

3 Stjernerne deres fødsel og død 

Først omkring 1920 kom der for alvor en forståelse af, at alle de stjerner vi ser på, når vi ser 

op på nattehimlen, er kæmpe kugler af eksploderende gas ligesom vores egen sol. Det var 

også i 1920’erne, at man fandt ud af, at vi er en del af et større stjernesystem, som vi har 

kaldt Mælkevejen. 

3.1 Solen 

Solen er en gennemsnits stjerne. Den er ikke 

specielt stor og heller ikke specielt lille. Der 

findes stjerner, som er hundrede af gange 

større end Solen og stjerner, som er hundrede 

af gange mindre. Solen er som andre stjerner 

ikke en fast klode som Jorden. Faktisk er 

Merkur, Venus, Jorden og Mars ret mærkelige 

fordi de har en fast overflade. Langt de fleste 

objekter i Universet er ikke faste, men består 

udelukkende af gas. Eksempelvist Solen 

består udelukkende af gas. At prøve at stå på 

overfladen af Solen, vil være som at prøve at 

stå på overfladen af Jordens atmosfære, altså 

bortset lige fra at temperaturen er en del 

højere tæt på Solen… 

Solen består som alle andre stjerner 

hovedsageligt af hydrogen (ca. 70%) og 

helium (ca. 29%) og kun ganske små mængder 

af andre grundstoffer. Solen er stor, - se Figur 5 for en illustration af størrelsesforskellen. 

Pga. Solens størrelse er forholdene i Solens indre meget ekstreme. Man regner med at 

temperaturen i Solens centrum er ca. 15 millioner grader og trykket ca. 5 milliarder 

-8- 

Figur 5: Solens størrelse i forhold til Jordens.


atmosfære, altså ca. 5 milliarder gange så stort som trykket på overfladen af Jorden. På 

grund af disse ekstreme forhold kan elektronerne ikke blive i deres baner omkring 

atomkernerne og alt stof i centrum af Solen er ioniseret. Dette gør at kernen ikke består af 

neutrale atomer men af en ”suppe” eller et plasma, hvor elektroner og atomkerne flyder 

rundt imellem hinanden. Idet størstedelen af Solen består af brint er de fleste atomkerner 

blot en proton. Når forholdene er ekstreme nok kan protoner ramme hinanden trods deres 

indbyrdes elektriske frastødning, og fusion kan forekomme. Fusionsprocesserne i Solen er 

bl.a. beskrevet ved flg. reaktioner: 

1 

1 

2 

1 

3 

1 

H 

H 

H 

1 

1 

2 

1 

2 

1 

H 

H 

H 

2 

1 

3 

1 

4 

2 

H 

H 

He 

0 

1 

1 

1 

e 

H 

1 

0 

n 

Det er ved den sidste af ovenstående processer, at der virkelig bliver dannet energi, det er 

denne proces, som er illustreret på figuren. Grunden til, at der kommer energi ud af 

4 

processerne, er, at en 2 He kerne vejer mindre en de fire H 

1 

1 kerner tilsammen vejede. 

Einstein fortalte os at energi og masse er to sider af samme sag, og den overskydende 

masse er altså blevet til energi. 

Modsat af hvad mange tror, så er fusionsprocesserne i solen ikke specielt energi-effektive. 

Samlet set laver Solen ca. 1W pr. 5000kg stof. Ser man isoleret på de ca. 10% af solen som 

er i kernen, hvor fusionsprocesserne foregår, bliver det til 1W pr. 500 kg. Til sammenligning 

giver et kilo tørt træ i snit 19MJ. 

Grunden til at vi alligevel får så meget 

energi fra solen er simpelt hen fordi den er 

så stor! 

Den energi som bliver frigjort i centrum af 

Solen, varmer resten af solen op, og ved 

Solens overflade er temperaturen langt 

lavere end i centrum, kun ca. 6000K 

. 

Solen har et kraftigt magnetfelt ligesom 

Jorden, men da solen ikke er en fast kugle, 

roterer forskellige dele af solen med 

forskellig hastighed. Dette gør at solens 

magnetfelt bliver temmelig kaotisk. 

Magnetfelterne bryder Solens overflade og 

kaster det ladede stof ud i himmelrummet. 

Disse udbrud kaldes protuberenser og 

flares. 

-9- 

Figur 6: En satellits billede af Solens overflade. Her 

ses en protuberens. Det ladede stof følger tæt 

Solens magnetiske feltlinier.


Fusionsprocesserne yder et tryk ud af stjernen, som forhindrer Solen i at falde sammen. 

Prøv at forestille dig en ballon med huller i som du puster op. For at få ballonen til at holde 

en hvis størrelse skal man blive ved med at puste. På samme måde er Solens størrelse en 

balance mellem tyngdekraftens træk ind mod centrum af Solen og fusionsprocessernes 

skub væk fra centrum. 

Solen har brændt i ca. 4,7 milliarder år, og har hvert eneste sekund i sin levetid leveret 

mere energi til verdensrummet end den samlede energi fra en million atombomber. Den 

har brændstof til godt 4 milliarder år endnu, før den løber tør for energi. Herefter vil Solen 

udvide sig til en såkaldt rød kæmpestjerne, som måske vil blive stor nok til at nå helt ud til 

Jordens bane og undervejs opsluge Merkur, Venus og altså også Jorden. 

Den energi som Solen sender ud i universet er primært i form af strålingsenergi, altså 

energi i form af lysbølger, også kaldet elektromagnetiske bølger. Solen udsender sin energi 

i alle bølgelængder i det elektromagnetiske spektrum, men det meste energi bliver udsendt 

i form af synligt lys, infrarødt og ikke mindst ultraviolet stråling. Den ultraviolette stråling er 

den mest kortbølgede og dermed den mest energirige stråling. Det meste af den 

ultraviolette stråling der rammer jorden, bliver absorberet i de øvre lag af Jordens 

atmosfære, hvor specielt ozon-laget spiller en afgørende rolle. Det er godt, da det er den 

ultraviolette stråling, som gør os brune, men også er årsag til hudkræft. 

Udover strålingsenergi udsender Solen også en masse energi i form af ladede partikler, 

som bliver sendt ud i rummet med enorme hastigheder. Jorden er derfor i et evigt 

bombardement af ladede partikler fra Solen, og kun pga. Jordens magnetfelt har vi et 

beskyttende skjold imod disse partikler. Jordens magnetfelt bremser partiklerne og leder 

dem mod polerne, hvor de kommer ind i atmosfæren. Undervejs ned i atmosfæren rammer 

de luftpartiklerne, og der dannes lys. Det er dette lys som kan ses i nordlige lande som 

nordlys. 

Figur 7: Illustration af Jordens magnetfelt. De ladede partikler bliver opfanget af magnetfeltet og ført 

udenom Jorden eller op mod Nord- eller Sydpolen. Her kommer partiklerne ind i atmosfæren hvilket 

resulterer i nordlys (billedet til højre). 

-10-

Opgave 8: 


a) Beregn Jordens rumfang idet Jordens radius er 6366km, ved hjælp af 

4 3 

formlen: Volumen r . 

3 

b) Beregn Solens rumfang, idet solens radius er 109 gange større end 

Jordens. 

c) Hvor mange gange større end Jorden er Solen? 

Opgave 9: 

Solen udsender en samlet effekt på W 

26 

3 , 83 10 . 

a) Før man fandt ud af, at der var noget, der hed fusionsprocesser, var Solens 

kæmpe energiudladning et mysterium. Forestil dig f.eks. at Solens energi 

kom fra afbrænding af benzin (giver 42,7MJ pr. kg). Hvor mange tons 

benzin skulle Solen så afbrænde pr. sekund? 

30 

b) Solen vejer ca. 2 10 kg , hvor længe ville Solen kunne lyse, hvis den bestod 

af ren benzin? 

Opgave 10: 

I dag ved vi, at Solens energi kommer fra fusionsprocesser. Hver gang atomkerner smelter 

sammen, afgiver de energi og mister en smule af deres masse. Ifølge Einsteins masseenergi-relation 

er sammenhængen mellem den forsvundne masse m og den opståede 

energi E flg. 

2 

E m c 

8 

Størrelsen c er lysets hastighed og c 3, 

0 10 m / s . 

a) Hvor mange tons mister Solen af sin masse hvert sekund på grund af 

fusionsprocesserne? 

b) Hvor stor en del af sin masse har Solens mistet på sin levetid på 4,7 

milliarder år? 

c) Antag at solen fusionerer ca. 10% af sin masse på hele sin levetid. Det 

svarer ca. til den del af massen, som er i centrum, hvor forholdene er til at 

fusionsprocesser kan forekomme. Hvor længe endnu kan solen da 

opretholde fusionsprocesserne? 

-11-

3.2 Stjernefødsel 


Stjernerne i Universet er meget ligesom Solen. Alt det lys vi kan se på nattehimlen kommer 

fra fusionsprocesser i fjerne stjerner, som er kæmpestore og ”koger” ligesom Solen. I 

astrofysikken har stjernefødsel længe været et lukket emne. Man troede at man havde styr 

på det. Det gamle billede af stjernedannelse var som følgende: 

”Stjernesystemer bliver dannet fra store gasskyer. Disse gasskyer ligger rundt omkring 

i Mælkevejen, og de ligger i og for sig og hygger sig, indtil de bliver forstyrret af en 

supernovaeksplosion eller anden forstyrrelse i nærheden. Herefter begynder skyen at 

trække sig sammen på grund af tyngdekraftens påvirkning, og der bliver dannet en 

stor gasklump i centrum, og en disk af roterende materiale uden om. Efterhånden 

som det meste af stoffet fra gasskyen bliver samlet i centrum, bliver forholdene her 

ekstreme nok til, at fusionsprocesser kan begynde, og stjernen er hermed tændt.” 

Men så for mindre en 15 år siden begyndte man at blive klogere. Det er primært 

observationer af andre planeter, som har ændret dagens syn på stjernedannelse. Man har 

observeret store planeter i omløb om andre stjerner. Disse planeter er alt for tæt på deres 

stjerne, i forhold til deres størrelse, og man kan ikke forklare deres tilblivelse ved 

ovenstående forklaring på stjernedannelse. Derfor begyndte man at lave computer 

simuleringer af stjernedannelse. Pga. computernes udvikling kan man i dag lave 

simuleringer, der er mange gange mere komplicerede end tidligere, og de nye resultater 

var revolutionerende inden for deres felt. 

Man fandt ud af at forholdene ved stjernedannelse er kaotiske, og at de områder, hvor 

forholdene bliver ekstreme nok, til at en stjerne kan tændes (fusionsprocesserne kan 

begynde) typisk vil blive slynget væk fra det stjernedannende område med høj hastighed. 

Desuden vil de stjernedannende områder allerede fra starten være fyldt med bevægelse 

og rotation. Derefter har man prøvet at observere stjernedannende områder, og med nye 

observationsteknikker er det lykkedes at tage nærbilleder af stjernedannende områder, og 

man ser her, at forholdende er kaotiske, fyldte med energi og bevægelse. Man observerer 

også at alle de tætteste skyer, hvor de nydannede stjerner kan befinde sig, bliver slynget 

væk fra området (se Figur 8). Altså passer teori og observationer igen smukt sammen, men 

vores syn på stjernedannelse er blevet nuanceret. 

Figur 8: Observationer af et stjernedannende område i Orion tågen. Man har med den nye teknik 

kunnet zoome ind på små tætte skyer, hvor forholdene er ekstreme nok til, at en stjerne kan tændes. 

Disse skyer er vist på det midterste billede. Til højre kan man se hvordan disse skyers hastigheder alle 

peger væk fra centrum af den store sky. 

-12-

3.3 Stjernedød 


Almindelige stjerner: 

Langt de fleste stjerner har masse mellem 0.2 og 4 gange Solens masse (skrives som: 

0 . 2M 

M 4M 

). De lever stille liv, hvor de ligger og roterer rundt om et 

galaksecentrum, og hygger sig med at forbrænde det hydrogen, de har i centrum. De lever 

i lang tid, Solen f.eks. har nu brændt i godt 5 milliarder år og har brændstof i centrum til at 

brænde endnu ca. 5 milliarder år. 

På et tidspunkt i en stjernes liv vil al hydrogen i kernen dog være opbrugt og fusioneret til 

Helium. Herefter kan fusion af brint ikke forekomme længere, idet hele kernen nu er lavet 

til helium. Da der på denne måde pludseligt bliver slukket for stjernens motor, vil kernen 

begynde at køle ned alt imens al gassen uden om kernen vil begynde at falde ind imod 

kernen pga. tyngdekraftens træk. Det at stoffet igen falder mod centrum, vil få centrum til 

at opvarmes igen, og på et tidspunkt bliver der varmt nok, til at hydrogen tæt på heliumkernen 

vil begynde at fusionere hydrogen til helium. Den hydrogenfusionerende skal 

omkring helium kernen forbrænder hydrogen til helium, og det dannede helium daler 

herefter ind på kernen. 

Dette vil forøge strålingsintensiteten fra kernen af stjernen og stjernen vil blive ”pustet” op 

til en rød kæmpestjerne. 

Solen, som jo er en normal stjerne vil også gennemgå dette stadie. Når den når til denne 

fase af sit liv, vil den måske blive stor nok til at opsluge Jorden! 

Den fortsatte fusion af hydrogen i en skal omkring helium-kernen sammen med 

masseforøgelsen af helium-kernen, får tryk og temperatur til at stige i kernen. På et 

tidspunkt bliver temperaturen højere end 10 8 grader, og så begynder helium-fusion i 

centrum (se Figur 9). 

Denne fusionsproces foregår ikke længe, men laver hurtigt meget energi. Efter ca. 106 år 

vil al helium i kernen være lavet om til kulstof og noget til ilt via reaktionen 

12 4 16 

6 C 2He 

8O 

energi . 

De ydre lag af stjernen vil blive ”pustet” væk fra kernen i denne periode på grund af den 

kraftige energiudladning. Kernen, som nu kun består af kulstof og oxygen, begynder at 

trække sig sammen, fordi der ikke længere er høj nok temperatur til at fusionere mere stof, 

dette gør kernen meget varm og meget tæt. 

Stjernen er nu nået til slutningen af sit liv. De ydre lag vil stille og roligt flyve længere og 

længere væk fra kernen og danne en gassky omkring den centrale stjernerest. Kernen vil 

være hvid, meget varm og bestående af kulstof og ilt. Disse varme stjernerester kaldes 

-13- 

Figur 9: Helium fusion. Tre helium 

kerner går sammen om at lave én 

kulstofkerne, hvilket også udløser 

energi.


hvide dværge. En hvid dværg vil ligge og gløde i mange miliarder år, før temperaturen til 

sidst bliver så lav, at den stille og roligt fader ud. 

Figur 10: Planetariske tåger eller stjernerester. I to af tågerne kan man se den hvide dværg i centrum. Det 

omkringliggende stof, som udgør den planetariske tåge, var engang en del af stjernen, men er nu blevet 

slynget ud i verdensrummet, og bevæger sig væk fra stjernen. 

Ovenstående stjerneskæbne er den de fleste stjerne i Universet går imod, men ikke dem 

alle. Der er mange stjerner, som er tungere end 4 solmasser. Disse stjerner går en helt 

anden og mere voldelig skæbne i møde. 

Større stjerner: 

For større stjerner er historien en anden, og dog langt hen ad vejen den samme. De store 

stjerner forbrænder også hydrogen til helium i kernen ligesom de mindre stjerner. Når 

hydrogenen er opbrugt begynder de også at falde sammen indtil hydrogen fusion igen 

kan forekomme i en skal omkring den allerede 

dannede helium kerne. Forskellen er at store 

stjerner danner forhold, der er ekstreme nok til at 

fusionere selv kulstof og ilt. Fusionsprocesserne 

vil på den måde fortsætte med at danne tungere 

og tungere grundstoffer i kernen indtil man når 

til jern. Man kan simpelt hen ikke få energi af at 

fusionere jern, og stjernen kan pludselig ikke lave 

energi længere. Derfor begynder stjernens stof 

at falde ind imod kernen af stjernen. Samtidig er 

selve kernen meget tung og udsat for et højt 

gravitationelt tryk, fordi al stoffet pga. 

tyngdekraften presser ind imod centrum af 

kernen. Kernen bliver trykket mere og mere 

sammen på grund af sin egen vægt, men når en 

grænse, hvor det simpelt hen ikke er muligt at 

presse stoffet tættere sammen. Så kommer 

stoffet fra de ydre lag i stjernen og rammer 

kernen med op til 70.000 km/s (altså ca. 23% af 

-14- 

Figur 11: Sudbury Neutrino Observatory, Et 

af de mange neutrino observatorier, hvor 

man ser efter neutrinoer fra supernovaeksplosioner


lysets hastighed), hvilket endelig bryder jernatomerne sammen til protoner og neutroner. 

Protoner og elektroner bliver trykket sammen og danner neutroner og neutrinoer via 

processen: 

1 

1 

p 

0 

1 

Neutrinoerne dannet ved ovenstående proces vil forlade den døende stjerne med nær 

lysets hastighed, og vil tage det meste af stjernens energi med sig. 

e 

Dette gør at stjernen vil kollapse fuldstændigt, og alle protoner bliver på millisekunder lavet 

om til neutroner. På vejen ud fra stjernen vil neutrinoerne skubbe stoffet i de ydre lag af 

stjernen væk fra stjernen og eksplosionen er begyndt. Det næste der sker, er, at kernen 

pludselig ikke kan kollapse mere, fordi man simpelt hen ikke kan få tættere stof, end en 

masse neutroner der sidder sammen i en kæmpemæssig neutron-klump. Kollapset af 

kernen stopper altså pludselig, og det stof der stadig falder ind mod stjernen rammer 

overfladen, som en hoppebold og bliver herefter slynget ud fra stjernen igen. Det vil ikke 

nå langt, før det rammer noget af det gas, der er på vej ind imod kernen. Disse 

sammenstød overfører energien til det lag der er længst væk fra kernen. Dette lag vil 

bevæge sig ud og overføre sin energi til næste lag osv. Kun det yderste lag af stjernen vil 

på denne måde blive slynget ud i verdensrummet, men med en utrolig kraft og energi. I 

dette utroligt varme stof, der bliver slynget væk fra stjernen efter at have lavet 

”hoppeboldseffekten” på neutronkernen, sker der igen fusionsprocesser. Her når alle de 

tunge grundstoffer, vi har i periodiske system, at blive dannet, inden stoffet kommer langt 

nok væk fra stjernen til at blive kølet ned igen. 

Det er de varme gasser, som bliver slynget ud fra stjernen kombineret med alle 

neutrinoerne, der udgør en supernovaeksplosion. Neutrinoerne alene tager ca. 10 46 Joule 

med sig. 

Figur 12: Til venstre: En rest efter en supernova eksplosion i vor egen galakse. Resten 

er kaldet ”Krabbetågen”. Gasskyen udvider sig stadig og er på vej væk fra den 

neutronstjerne, som befinder sig i centrum af tågen. Til højre: En supernovaeksplosion 

i en fjern galakse. Bemærk hvor meget supernovaen lyser i forhold til hele galaksens 

lys! 

1 

0 

-15- 

n 

e

En supernovaeksplosion 

producerer enorme mængder af 

energi. En supernova kan lyse lige 

så meget som flere milliarder af 

stjerner på en gang (se Figur 12 til 

højre). 

Tilbage i centrum vil der være en 

enormt tæt sammenpresset klump 

af neutroner. Dette kaldes en 

neutronstjerne. 


Hvis stjernen til at starte med var tung nok, vil stoffet i centrum kollapse helt til et sort hul. 

Man regner med, at grænsen går ved ca. 20 solmasser, forstået på den måde at en stjerne, 

som starter sit liv med at veje mellem 4 og 20 solmasser, vil ende som en neutronstjerne, 

mens en tungere stjerne vil ende som et sort hul. Vejer den oprindelige stjerne mere en 50 

solmasser, regner man med at stjernen vil kollapse til et sort hul, inden der bliver dannet en 

supernovaeksplosion. 

Supernovaeksplosioner er den eneste proces, vi kender i Universet, som kan lave de 

tungere grundstoffer. Faktisk må alle grundstoffer her på Jorden, som er tungere end 

kulstof og ilt, være dannet i en supernova! Alt Uran, Jern, Guld, Sølv osv. er lavet i en 

supernovaeksplosion, hvor stoffet er blevet slynget væk fra supernovaen og ind i den sky, 

som senere skulle forme solsystemet. 

Det er ikke helt forkert at sige, at vi alle er lavet af stjernestøv… 

Opgave 11: 

En hvid dværg vil have en masse mindre end 1.4 solmasser. En hvid dværg har typisk 

størrelse ca. som Jorden (radius ~6000 km). Altså er en hvid dværg meget tæt. 

Beregn en hvid dværgs massefylde (1 solmasse = 1.98892 × 10 30 kg). 

Find en hverdagsting der vejer lige så meget som en teskefuld hvid dværg (ca. 

2cm 3 ). 

Opgave 12: 

Hvorfor er der flere hvide dværge end supernovarester i Universet? 

Opgave 13: 

En neutronstjerne vejer ca. 2 solmasser. Denne masse er pakket ned i en neutronkugle, 

som har en radius på ca. 20 km. 

Beregn en neutronstjernes massefylde. 

Hvor meget ville Jorden fylde, hvis den blev presset lige så meget sammen som en 

neutronstjerne (Massen af Jorden er 5.9742 × 10 24 kg)? 

-16- 

Figur 13: 

Supernovaresten fundet 

efter mange års søgen i 

krabbetågen fra Figur 

12. Man kan tydeligt se 

den lille tætte 

neutronstjerne med gas 

der hvirvler omkring 

den.

4 Jorden og månen 


4.1 Jordens dannelse: 

Solsystemet blev dannet for ca. 4.6 milliarder år siden. Solsystemet blev dannet som ét af 

mange stjernesystemer fra en stor gassky, som bestod af hydrogen (brint), helium og en 

smule af andre grundstoffer. Denne gassky lå i og for sig og hyggede sig, indtil den blev 

forstyrret af en supernovaeksplosion i nærheden. Herefter begyndte den proces der senere 

skulle danne solsystemet og mange andre stjernesystemer, med planeter, måner, 

atmosfærer, elever og gymnasier (se afsnit 3 for mere om stjernedannelse). 

Figur 14: Det tidlige solsystem. Den nye ”protosol” i centrum, med gas og roterende klippestykker omkring 

sig. 

Lige siden solen begyndte på at fusionere hydrogen har der været udsendt enorme 

mængder af energi fra den. I det unge solsystem betød dette, at de lette gasarter blev 

”blæst” væk fra det nære miljø omkring solen og ud til de ydre dele af det unge solsystem. 

Tilbage blev kun klippeklumper, som med tiden slog sig sammen og dannede de ”indre” 

planeter; Merkur, Venus, Jorden og Mars, som alle er klippeplaneter. 

I de ydre dele af solsystemet blev de meget større gasplaneter Jupiter, Satur, Uranus og 

Neptun dannet. 

I begyndelsen af Jordens tilværelse var der varmt på overfladen. Meget varmt. Jorden 

bestod af kogende lava og varme gasarter. Det tog ca. 600 millioner år for Jorden at blive 

afkølet nok til, at de tungeste materialer (primært jern og nikkel) sank ind imod centrum, 

mens de lettere samlede sig og størknede som et låg over jernkernen. Dette dannede en 

ca. 50 km tyk klippeoverflade, som vi i dag kender som Jordens skorpe. 

-17-


Figur 15: En kunstners illustration af den meget tidlige Jord. En glødende lava-overflade, der til stadighed 

blev bombarderet med klippestykker, som endnu svævede frit i det nydannede solsystem. 

Al vanddampen i den varme atmosfære blev under afkølingen fortættet til det vand, som i 

dag udgør vores søer og verdenshave. Kun de luftarter som stadig er luftformige ved den 

jordoverfladetemperatur vi har i dag udgør vores atmosfære. Det er oxygen (20%), 

nitrogen (78%), argon (1%) og vanddamp og andet (1%). 

Af de planeter, vi har kendskab til i dag, er Jorden den eneste med flydende vand. Bl.a. 

fordi det var i vandet, at livet opstod, regner vi med, at Jorden er den eneste af de planeter, 

vi kender i dag, som har liv. 

Livet på Jorden begyndte for godt 5-600 millioner år siden, hvor de første alger og 

lavtstående dyrearter opstod i vandet. I kridttiden for ca. 100 millioner år siden fik vi fugle 

og krybdyr. Indtil for ca. 35 millioner år siden var der ikke noget liv som overhovedet 

lignede mennesket. For ca. 35 millioner år siden dukkede de første aber op, og fra dem 

blev mennesket siden hen udviklet. De første menneskelige civilisationer er ikke mere end 

maksimum 5.000 år gamle. 

Opgave 14: 

Antag at Jorden har eksisteret i 5.000.000 år. Hvis vi komprimerer hele Jordens historie til én dag. 

Hvor mange sekunder vil mennesket så have eksisteret? 

Opgave 15: 

Den sky der oprindeligt lavede solsystemet bestod primært af brint og helium. Hvorfor består 

vores atmosfære så ikke af brint og helium? 

-18-

4.2 Jorden – vores hjem: 


Jorden er en næsten kugleformet klippeplanet med en radius på 6366km og en 

rotationsperiode på 24 timer. Midt imellem Nord- og Sydpolen på et plan vinkelret på 

omdrejningsaksen kan vi tegne en cirkel, som vi kalder ækvator. Afstanden fra ækvator til 

en af polerne er 10.000km, og Jordens omkreds er dermed 40.000km 1 . 

Figur 16: Jorden set fra rummet. Over to tredjedele af jordens overflade er dækket af vand. 

De indre lag af jorden er fuldstændigt utilgængelige for mennesket. De dybeste boringer 

når 10km ned. Vi kan altså ikke engang bore under skorpen! 

Kunne vi det, ville vi nå ned til det, man kalder kappen. Skorpen består af en 

sammensætning, af det vi kalder kontinentalplader. Disse kontinentalplader ”flyder” 

langsomt rundt oven på kappen. Kappen er et ca. 3000km tykt lag under skorpen, hvor der 

stadig foregår langsomme strømninger i materialet. Det er på grund af disse strømninger, 

at der af og til kommer vulkanudbrud ved grænsefladerne mellem kontinentalpladerne. 

Desuden bevirker strømningerne at Amerika og Europa, der engang har været samme 

kontinent, stadig bevæger sig væk fra hinanden. 

Jorden er i dag holdt op med at blive afkølet. I dag modtager vi lige så meget energi fra 

Solen, som vi afgiver til universet, og derfor forbliver temperaturen konstant på Jordens 

overflade. Idet vi som sagt ikke kan bore mere end 10km nedefter, er det svært at udtale 

sig om forholdene i Jordens centrum, men vi ved at trykket må stige jo nærmere man 

kommer Jordens kerne, idet der er mere masse ovenover til at trykke indefter. I dag regner 

man med at kernen består af jern og nikkel, og at den er delvist flydende på grund af det 

utroligt høje tryk på ca. 3 millioner atmosfærer (altså 3 millioner gange så højt som ved 

overfladen) og den høje temperatur, som man regner med er ca. 5000 grader. 

1 Det er ikke et tilfælde at der lige præcis er 40.000km rundt om Jordens ækvator. Man definerede nemlig i sin 

tid længdeenheden 1m til at være 1/10.000 af afstanden fra ækvator til nordpolen. 

-19-


Opgave 16: 

Mars er også en næsten kugleformet klippeplanet, men med en radius på 3394 km. 

a) Beregn ved hjælp af formlen for omkredsen på en cirkel ( Omkreds 2 r , 

hvor r er cirklens radius), hvor langt der er rundt om Mars ved Mars’ 

ækvator. 

b) Beregn Jordens og Mars’ volumen ved hjælp af formlen for volumen af en 

4 3 

kugle: Volumen r . 

3 

c) Hvor mange gange er Jorden større end Mars? 

Opgave 17: 

Jordens atmosfære modtager 1367W pr. m 2 fra solens stråling. Antallet af kvadratmeter på 

jorden der står vinkelret på Solens stråler, kan beregnes ved at udregne arealet af en cirkel 

2 

med Jordens radius. A r . Jordens radius er 6366km. 

a) Hvilken energi modtager Jorden samlet fra Solen på et sekund? 

b) ”Fat Man” var navnet på den 

atombombe, der blev kastet 

over Nagasaki i Japan under 

2. verdenskrig. Bomben 

havde en sprængkraft på 88 

terajoule eller 88x10 12 J. 

Hvis den energi Jorden 

modtager fra solen kom fra 

atombomber, hvor mange 

atombomber som ”Fat Man” 

skulle der så sprænges pr. 

sekund? 

4.3 Jordens energibalance: 

Jorden modtager energi i massevis fra Solen jf. Opgave 17. Solstrålingen uden for 

atmosfæren er pr. kvadratmeter 1376W. Man siger, at solarkonstanten uden for Jordens 

atmosfære er 1367W/m 2 . Det viser sig, at ikke al energien, kommer ned til Jordens 

overflade. Faktisk har det vist sig at hvis solen er i zenit (altså direkte over hovedet på 

observatøren) modtager man kun ca. 900 W/m 2 . Idet der er energibevarelse må energien 

altså enten være blevet reflekteret og sendt ud i rummet igen, eller absorberet i 

atmosfæren og brugt til at varme atmosfæren op. Hvis solen ikke er i zenit skal 

strålingsenergien rejse igennem mere atmosfære, og man må derfor forvente at man 

modtager endnu mindre en 900W/m 2 her i Danmark, hvor solen aldrig kommer i zenit. 

Det er en vigtig pointe at Jorden udsender præcis lige så meget strålingsenergi, som den 

modtager fra Solen. Hvis vi eksempelvist udsendte mindre energi end vi modtog, ville 

Jorden samlet set få mere og mere energi, og derfor blive varmet mere og mere op. 

-20-


Jorden udsender energi ved hjælp af langbølget stråling, som på skyfri dage frit fortsætter 

ud i rummet. Skyer er generelt gode til at holde på varmen udsendt fra Jorden. Når det 

normalt er koldere om natten end om dagen, skyldes det, at Jordens overflade, som om 

dagen er blevet opvarmet af solstrålerne, udsender en del af sin varmeenergi ud i rummet 

igen. Hvis det er overskyet, vil skyerne reflektere en del af denne varmestråling fra Jordens 

overflade. Derfor vil overskyede nætter som hovedregel være varmere end stjerneklare 

nætter. Det også samme princip, som gør, at det især på klare nætter, vi har nattefrost. 

4.3.1 Indstrålingseffekt og indstrålingsvinkel: 

Når vi tidligere har skrevet, at indstrålingseffekten er 900W pr. kvadratmeter på Jordens 

overflade, menes der pr. kvadratmeter vinkelret på solens stråler. Den energi Jorden 

modtager fra solstrålingerne, afhænger af solens højde over horisonten, altså solens 

indstrålingsvinkel (h). På Figur 17 er det illustreret, hvorledes det areal, som modtager 

strålingen, bliver større, når indstrålingsvinklen bliver mindre. Derfor må den modtagne 

effekt pr. kvadratmeter også blive mindre, når vinklen til solen bliver mindre. 

Solstråling vinkelret på 

jordoverfladen 

1 m 2 

h = 90 º 

Solstråling med en vinkel (h) til 

jordoverfladen som er mindre end 90 º 

Strålingsenergien fra Solen har ved Jordens overflade en intensitet på 900W/m 2 . Dvs. 

Solen sender 900W ned på hver kvadratmeter, som står vinkelret på Solens stråler. Hvis 

vinklen til Solen bliver mindre end 90 º , vil arealet, der modtager 900W, blive større og den 

modtagne intensitet vil altså blive mindre end 900W/m 2 . Man kan udregne den modtagne 

intensitet, hvis man kender vinklen til solen (h) ved flg. formel: 

I 

W 900 2 

m 

-21- 

sin( h) 

1 m 2 

Mere end 1m 2 

Figur 17: Illustration af hvordan indstrålingsvinklen (h) er afgørende for størrelsen af det areal som 

modtager solens stråling. 

h

4.3.2 Klima på Jorden: 


Efter nu at have regnet ud, at den modtagne intensitet fra Solen aftager med 

indstrålingsvinklen, kan vi svare på spørgsmålet: Hvorfor er det varmere ved ækvator end 

ved nordpolen? Tæller man antallet af solskinstimer begge steder, vil man få, at Solen er 

oppe i lige lang tid, så det er ikke antallet af solskinstimer, der er afgørende. Det er derimod 

netop indstrålingsvinklen, som er altafgørende. Ved ækvator er indstrålingsvinklen nær de 

90 º hele året rundt, hvorimod indstrålingsvinklen aldrig kommer over 23,5 º ved nordpolen. 

Derfor modtages der simpelt hen mere energi pr. kvadratmeter ved ækvator end ved 

nordpolen, og det er det, der er den altafgørende forklaring på temperaturforskellen. 

Figur 18: Verdenshavenes temperaturer i august-september 2006. Det er tydeligt at der er 

varmest omkring ækvator hvilket udelukkende skyldes indstrålingsvinklen. 

Det er dog ikke alene størrelsen af den modtagne solintensitet, som har betydning for 

temperaturen i et område. Jordens evne til at optage varmen er også vigtig. Hvis strålingen 

rammer havoverfladen reflekteres mere af lyset, end hvis strålingen rammer fastland. Til 

gengæld er vand bedre til at holde på varmen end landjord. Derfor vil områder nær kysten 

have mildere vintre og koldere somre end områder langt inde i fastlandet. Antallet af 

solskinstimer har også betydning for den enkelte dag. En lang dag bliver typisk varmere 

end en kort dag. 

Der er yderligere adskillige faktorer, som afgør vejret et givet sted på Jorden. 

Vandstrømme, vindretninger, luftfugtighed osv. Dem vi her har berørt, er kun 

hovedkræfterne bag vores vejr og klimaforskelle. 

-22-


Opgave 18: 

Prøv om du kan give en videnskabelig forklaring på følgende. 

a) Nætter hvor der er tæt skydække, er som regel varmere end stjerneklare nætter. 

b) Om sommeren bliver det varmere i Moskva end i Danmark. Hvorfor det, når vi nu 

er på ca. samme breddegrad? 

c) Om vinteren er det ofte, at der ikke er sne i Hou, mens det sner i Odder. Hvordan 

kan det forklares? 

4.4 Jordens og månens bevægelser: 

Som allerede nævnt et par gange roterer Jorden om sin akse med en omløbstid på ca. 24 

timer. Samtidig med denne rotation bevæger Jorden sig i en ellipseformet bane omkring 

Solen. Her er omløbstiden ca. et år eller lidt over 365 dage. Jordens ellipsebane definerer et 

plan kaldet ekliptikas plan. Jordens rotationsakse hælder 23,5 º i forhold til dette plan, og 

det er på grund af denne hældning, at Jorden har årstider! 

Opgave 19: 

a) Tegn Jordens stilling i forhold til Solen ved vintersolhverv. 

b) Forklar hvorfor solen denne dag ikke kommer op, hvis man befinder sig på 

Nordpolen. 

c) Overvej tilsvarende hvor længe solen er oppe på sydpolen. 

d) Hvor på Jorden er natten og dagen lige lange ved vintersolhverv 

4.4.1 Månens faser og formørkelser: 

Vores nærmeste nabo i rummet er Månen. 

Månen er bundet til Jorden af tyngdekraften, 

og den bevæger sig i en ellipseformet bane 

omkring Jorden. Omløbstiden er ca. 27 døgn, 

eller en kort måned (det er faktisk derfor det 

hedder en måned). Månen er 384.000km fra 

os, når den er tættest på os, og 406.000km fra 

os når den er længst fra os. Månen er næsten 

kugleformet ligesom Jorden, men meget 

mindre. Månens radius er 1374km. 

Månen skifter hele tiden udseende set fra 

Jorden. Den går fra at være banan-formet til 

at være helt rund. Nogle gange er den der 

slet ikke, og andre gange er den en perfekt 

halvcirkel. Det er der selvfølgelig en logisk og 

fysisk forklaring på. 

Forklaringen er, at Månen ikke kan lyse selv, 

men kun kan reflektere Solens lys. Derfor vil vi altid kun kunne se den del af månen, som 

-23- 

Figur 19: Illustration af månens faser. Solens lys 

kommer ind fra højre.


Solen skinner på. Derfor vil der altid kun være lys på halvdelen af Månen, nemlig den del 

som vender mod Solen. Når Månen roterer omkring Jorden kan vi se forskellige dele af den 

oplyste overflade på Månen, og derfor får månen forskelligt udseende, alt efter hvornår vi 

ser den. 

Opgave 20: Beregn udfra formlen for rumfang (volumen) af en kugle ( Volumen 

hvor mange gange Jorden er større end Månen. 

4 

3 

3 

r ), 

Opgave 21: Se på Figur 19. Angiv hvornår månen set fra Jorden er tiltagende og 

aftagende. Prøv om du kan formulere en huskeregel. 

4.4.2 Sol- og måneformørkelser: 

Månen er ansvarlig for 

mange fænomener her på 

Jorden. Et af de mere 

spektakulære er sol- og 

måneformørkelser. En 

solformørkelse er, når 

Månen bevæger sig ind 

imellem Jorden og Solen, 

og således skygger for 

Solens lys. Se Figur 20 for 

en illustration af Solens, 

Månens og Jordens 

placering i et sådant 

tilfælde. 

Figur 20: Illustration af en måneformørkelse. En solformørkelse er, når 

Månens skygge rammer Jordens overflade. Her er også illustreret, 

hvordan Solen vil se ud, set fra et sted med total solformørkelse. 

Det sker imidlertid sjældent, at der kommer solformørkelse. 

Grunden til dette er, at Månens bane hælder 5 º i forhold til 

Jordens baneplan omkring Solen (ekliptika). Derfor vil Månen 

kun sjældent ligge lige præcis imellem Jorden og Solen, men 

derimod ligge lidt over eller under linien fra Jorden til Solen. 

En anden grund til at der sjældent er total solformørkelse er at Månens bane om Jorden er 

elliptisk. Derfor vil Månen i perioder være længere væk fra Jorden end i andre perioder. 

Når månen er længst væk fra Jorden afsluttes dens skygge inden skyggen når til Jorden. 

-24-

Derfor kan Solformørkelse altså kun optræde når 

Månen er tæt på Jorden, og lige præcis på linjen 

mellem Jorden og Solen. 

En måneformørkelse forgår efter præcis samme 

princip, men her er det Månen som bevæger sig 

ind i Jordens skygge. Måneformørkelser er ikke så 

sjældne som solformørkelser, idet Jordens skygge 

er større end Månens, og Månen kan dermed ikke 

undgå at ramme Jordens skygge på samme måde, 

som Jorden af den ene eller anden grund kan 

undgå Månens skygge. 


Har man nogensinde muligheden for at opleve en sol eller måneformørkelse er det så 

absolut værd at opleve. Specielt en solformørkelse er spektakulær. Det er, som om der er 

en, der slukker for Solen. Der bliver mørkt på et øjeblik. Stjernerne kommer frem, duggen 

falder, og det bliver køligt. Der hvor Solen var før, kan man nu kun se solens korona, en 

krone af lysende gas, som står ud fra Solens overflade. Hele vejen rundt i horisonten er 

himlen rød, som ved en solnedgang. Det hele er overstået på et øjeblik, men det er en 

oplevelse for livet. 

4.4.3 Tidevand: 

Tidevand er en periodisk vekslen mellem høje og lave vandstande i havene. Høj vandstand 

kaldes flod, mens lav vandstand kaldes ebbe. Tidevand skyldes månens træk i Jordens 

overflade pga. tyngdekraften. Vandet nærmest månen trækkes der mere i, end vandet 

langt fra Månen. Derfor vil man få en slags bølge, som hele tiden bevæger sig over Jordens 

overflade på grund af Jordens rotation. Da der er en del gnidningsmodstand, vil 

-25- 

Figur 21: Illustration af hvordan 

Månens afstand fra Jorden har 

betydning for, om en solformørkelse er 

total eller ej. 

Figur 22: Illustration af måneformørkelse. Månen bevæger sig ind i skygge af Jorden, og 

vil altså holde op med at skinne.


vandbølgen være lidt forsinket i forhold til Månens position. Der dannes også en 

tidevandsbølge på modsatte side af Jorden, end der hvor Månen er. Det gør der fordi, 

tyngdekraften fra Månen trækker mindst i vandet, der er længst væk, og dermed vil være 

mere vand langt væk fra Månen. 

Lokale forhold er selvfølgelig afgørende for, hvor meget flod og ebbe man får forskellige 

steder, og det er en videnskab for sig at forklare disse forhold. Her vil vi dog begrænse os til 

at forklare ”motoren” bag ved tidevandet.. 

Se Figur 23 for yderligere forklaring og illustration. 

Jorden 

Tidevandsbølge 

gnidningsmodstand 

Figur 23: Illustration af tidevandsbølgen henover Jordens overflade. På grund af 

tyngdekraftens træk vil vandet søge mod månen, og der dannes flod og ebbe. 

Opgave 22: Prøv om du kan regne ud hvor tit på et år, der er mulighed for 

måneformørkelser og solformørkelser. 

Opgave 23: 

Hvor mange gange på et døgn er der mulighed for højvande? 

-26- 

Månen

5 Mælkevejen 


Vi bevæger os nu væk fra Jorden og Solen og zoomer mere ud. Er der andre stjerner? Hvor 

mange og hvor stort er universet egentlig. 

Galilei var den første til at begynde at svare på ovenstående spørgsmål. Han så, at der er 

rigtig mange stjerner, idet han i 1609 satte kikkerten for øjet og konstaterede, at 

nattehimlens lyse bånd kan opløses i utallige enkeltstjerner. Vi ved i dag, at de synlige 

stjerner kun udgør en meget lille del af det kæmpemæssige stjernesystem, vi kalder 

”Mælkevejen”. Stjernerne i Mælkevejen ligger i en flad disk med en kugle af ældre stjerner i 

centrum. 

Hvis man rejste ud af Mælkevejen, lige op fra disken og så ned på den, ville den se ud som 

illustreret til venstre på Figur 25. 

Rejser man helt væk fra Mælkevejen, og ser på den fra meget stor afstand, vil man se, at 

den ser ud som vist til højre på Figur 25. 

Figur 25: Til venstre: En kunstners illustration af Mælkevejen som den ville se ud, hvis man kunne rejse direkte 

op fra disken fra Solens position og se ind imod centrum af galaksen. Til højre: En spiralgalakse som ligner 

Mælkevejen. Pilen indikerer hvor Solen ca. er placeret i stjernesystemet. 

-27- 

Figur 24: Synet af 

nattehimlen som vi vel alle 

kender. Stjernerne ligger i 

et lysende bånd, som i 

virkeligheden består af 

lyset fra milliarder af 

stjerner. De er bare så 

langt væk, at vi ikke kan se 

dem hver for sig, men 

tilsammen udgør deres lys 

det lysende bånd som vi 

kalder Mælkevejen.


Imidlertid er det ganske umuligt at udføre en rejse ud af Mælkevejen. Afstanden blot til den 

nærmeste stjerne er 4,2 lysår (Proxima-centauri). Et lysår er så langt, som lyset bevæger sig 

på et helt år, og det er ret så langt, eftersom lyset på blot ét sekund bevæger sig ca. 

300.000km (svarende til ca. 8 gange rundt om Jorden på et sekund). Mælkevejen er ca. 

100.000 lysår i diameter, og er altså næsten ufattelig stor. Der er 2-400 milliarder stjerner i 

Mælkevejssystemet. 

Opgave 24: 

Rumsonden Cassini ankom i juli 2004 til planeten Saturn efter at have rejst 1,4 milliarder 

kilometer på knap 7 år. 

a) Beregn Cassini’s gennemsnitlige hastighed. 

b) Hvor mange år ville det tage at rejse til Proxima Centauri med denne 

hastighed? 

Opgave 25: 

Vores Mælkevej indeholder ca. 10 11 stjerner. Da Solen er en gennemsnitsstjerne, kan vi sige 

30 

at den gennemsnitlige vægt af stjernerne er som Solens. Solen vejer 2 10 kg. 

a) Hvad vejer Mælkevejen? 

b) Når vi ser galakser som Mælkevejen i Universet findes der forskellige måder 

at ”veje” disse galakser. Når man gør dette får man at en spiralgalakse på 

42 

størrelse med Mælkevejen vejer ca. 4 10 kg. Antag at Mælkevejens 

samlede vægt er dette. Hvor stor en del af Mælkevejens masse ligger i 

stjernerne? 

c) Prøv at finde på forklaringer på hvor resten af massen er henne, skriv en 

liste ned med forskellige idéer. 

Opgave 26: 

Jorden befinder sig ca. 150 millioner km fra Solen og roterer som bekendt én gang rundt 

om Solen på ét år. Vores solsystem befinder sig ca. 30.000 lysår fra centrum af Mælkevejen. 

Solsystemet roterer én gang rundt om galaksens centrum på ca. 200 millioner år. 

a) Bestem Jordens hastighed i dens bane omkring Solen i km/t. 

b) Bestem solsystemets hastighed rundt om Mælkevejens centrum i km/t. 

-28-

6 Universet bliver større 


Først i 1924 kom der en forståelse for at Mælkevejen på 

trods af den enorme størrelse ikke udgør hele vores 

Univers. Man havde længe kendt til forskellige tågede 

”klatter” på nattehimlen og vidste ikke rigtig, hvad de 

bestod af. Først i 1924 fik astronomen Edwin Hubble 

påvist, at en af disse ”klatter” – senere kaldet 

Andromedagalaksen - var en selvstændig galakse uden 

for vores galaksesystem. Han gik endda så vidt som til at 

give et bud på afstanden til Andromedagalaksen og 

estimerede afstanden til 1 million lysår. Senere har man 

fundet ud af at afstanden er 2,5 millioner lysår, men det 

er bemærkelsesværdigt, at han overhovedet kom så tæt 

på med de daværende instrumenter og den daværende 

viden. 

Vi har senere fundet ud af, at Andromeda galaksen er 

den galakse, som er tættest på Mælkevejen. Den er 

ligesom Mælkevejen en spiralgalakse og har også ca. 

samme størrelse som Mælkevejen. 

Figur 27: Et zoom ind på Andromeda galaksen. Billedet til venstre viser galaksen, som den ser ud 

igennem en almindelig håndholdt prismekikkert. Billedet til højre viser galaksen set igennem et 

astronomisk teleskop. 

Da man først fandt ud af, at Mælkevejen ikke udgør hele Universet, gik det stærkt med at 

finde andre galakser. Man fandt ud af at, der er mange galakser. Rigtig, rigtig mange. Men 

der er ikke bare mange, de er tilsyneladende også fordelt helt jævnt ud over hele 

himmelkuglen. Tager man et tilfældigt udsnit af himlen og zoomer ind på det med 

verdens bedste teleskoper, vil man få et billede som vist Figur 28. Billedet til højre på Figur 

28 blev publiceret i 1996 og var det første af sin slags, som kunne se så langt væk. Dette 

billede viser et udsnit af den enorme mængde af galakser der findes uden for vores egen 

Mælkevej. 

-29- 

Figur 26: Astronomen Edwin 

Hubble. Her et billede af ham fra 

hans observatorium.


Figur 28: Et lille bitte område på himlen (illustreret på figuren til venstre) er blevet forstørret op med 

Hubble Space Telescope. Efter godt 15 døgns eksponeringstid er billedet til højre kommet frem. 

Billedet viser nogle af de fjerneste galakser i Universet. Hver lysprik er en hel galakse med milliarder 

af stjerner. De fjerneste af galakserne på billedet er op til 10 milliarder lysår væk. 

I 1929 udgav Hubble sin næste banebrydende artikel. Efter i 1924 at have fundet ud af at 

der er mange galakser som Mælkevejen i Universet begyndte han en mere systematisk 

undersøgelse af disse galakser. Hubble målte afstand til galakserne ved hjælp af en metode 

kaldet Cepheide metoden. Han målte også galaksernes hastighed fra os ved hjælp af 

liniernes rødforskydning. Han fandt ud af en lov som vi selv i dag kalder ”Hubbles lov”. Det 

han fandt ud af var at galakserne bevæger sig. De bevæger sig alle væk fra os og jo 

længere væk de er fra os jo mere fart har de på. Disse meget revolutionerende resultater 

ser vi mere på senere. Først skal vi se på hans målemetoder. 

6.1 Afstandsbestemmelse i Universet 

Det er ikke ligetil at måle afstande i Universet. Man kan jo ikke lige tage et målebånd, idet 

afstandene simpelt hen er for store. 

Det er svært at bestemme afstande til stjerner, fordi de simpelt hen er så langt væk, og vi 

har kun lyset fra dem til hjælp. Astronomer har dog med tiden udviklet forskellige metoder, 

som alle bygger på nogle teoretiske beregninger. Man bruger de forskellige metoder, alt 

efter hvor langt væk objektet, som man vil bestemme afstanden til, er. 

Herunder kommer afstandsbestemmelsesmetoderne i rækkefølge, fra små afstande og 

opefter. 

6.1.1 Parallaksemetoden 

Denne metode er ren geometri og bruges til afstandsbestemmelse til de nærmeste stjerner 

i Mælkevejen. I løbet af et år bevæger Jorden sig som bekendt én gang rundt om Solen. 

Idet afstanden til Solen er ca. 150 millioner kilometer, vil Jorden altså samlet bevæge sig 

-30-


300 millioner kilometer i lige linie på et halvt år. På samme måde, som hvis man drejer 

hovedet for at holde øje med nogle træer, når man kører forbi i en bil, skal man også 

ændre synsretning en lille smule, når vi kigger på de nærmeste stjerner på grund af 

Jordens bevægelse. Hvis man måler, hvor meget man skal ”dreje hovedet” eller ændre 

synsretning, kan man bruge dette til at finde afstanden til den pågældende stjerne. 

Figur 29: Illustration af parallaksemetoden. Jorden, Solen 

og stjernen udgør en retvinklet trekant, og kan man måle 

vinkelforskellen ”p” på figuren, kan vi bruge almindelige 

trekantsrelationer til at finde afstanden til stjernen. 

Afstand fra Jord til Sol 

Der gælder for den retvinklede trekant på Figur 30 at: sin( p ) 

. 

Afstand til stjernen 

Da vi kender afstanden mellem Jorden og Solen (som er 149,6 millioner km) skal vi altså 

blot måle vinkelforskellen for at finde afstanden til stjernen. I realiteten er vinklerne meget 

små, og det er vanskeligt at udføre målingerne, simpelt hen fordi stjernerne er langt, langt 

væk. Men dette er altså en måde, man kan bruge til at beregne afstanden til de nærme 

stjerner. Man har eksempelvist målt stjernen Sirius’ parallakse (altså vinklen p på Figur 30) 

til 0,0001018 0 . Afstanden til Sirius (kalder vi d) har man derfor udregnet til: 

6 

Afstand Jord - Sol 149, 

6 10 km 

13 

d 8, 

42 10 km 8, 

9lysår 

sin(p) sin( 0, 

0001018 ) 

Opgave 27: 

Astronomer måler typisk vinklen i buesekunder hvor ét buesekund er 1 " 

1 

3600 

. 

Beregn afstanden i lysår til en stjerne der har en parallakse på 1 buesekund. Denne 

afstand kaldes også en parsec. 

-31-


Opgave 28: 

Parallaksen for Barnards stjerne er 0,000151 o . Bestem afstanden til stjernen i lysår 

og parsec. 

Afstanden til stjernen Wolf 424A er 4,35pc (parsec). Bestem parallaksen for stjernen. 

Opgave 29: 

Den stjerne som er tættest på os er stjernen Proxima Centauri. Man har målt afstanden til 

denne stjerne ved hjælp af parallakse metoden. Proxima Centauri har parallakse 

0,000214 0 . Beregn afstanden til stjernen. 

Øvelse: 

Brug parallaksemetoden til at måle afstanden til de blå skorstene uden for Odder 

Gymnasium. I må kun bevæge jer på vejen mellem Østermarksvej og Gymnasiet. 

6.1.2 Størrelsesklasser 

En anden og mere generel metode til at bestemme afstande er, at se på hvor meget lys, vi 

modtager fra et astronomisk objekt. Hvis man på en eller anden måde kan regne ud, hvor 

meget lys objektet udsender, kan vi bruge dette til at finde ud af, hvor langt objektet er 

væk. Denne metode bygger på det simple princip, at jo længere et objekt er væk, jo mindre 

lys fra objektet modtager vi. 

Astronomer måler lysstyrken fra et objekt i den mærkelige enhed størrelsesklasser. De 

svageste stjerner vi kan se med det blotte øje har størrelsesklasse 6 og de klareste på 

nattehimlen har størrelsesklasse 1. Altså, jo mindre størrelsesklasse jo mere lys. 

Den mængde af lys man modtager fra et objekt, kan man omregne til en 

størrelsesklasse. Dette kalder man ”den tilsyneladende størrelsesklasse” (betegnes 

lille m). Det er simpelt hen et mål for, hvor lyst objektet ser ud. 

Vi mangler et mål for hvor meget lys objektet udsender i virkeligheden, og til det 

bruger man begrebet ”absolut størrelsesklasse” (betegnes store M). For at finde den 

absolutte størrelsesklasse, og altså hvor meget lys objektet i virkeligheden udsender, 

kan man bruge forskellige metoder. I dette hæfte vil der kun blive gennemgået 

Cepheide metoden og Supernova-metoden. 

Har man både den tilsyneladende og den absolutte størrelsesklasse kan man finde 

afstanden i parsec via flg. formel: 

d 

10 

-32- 

m M 

5 

5 

Hvor ovenstående formel kommer fra, vil ikke blive gennemgået i dette hæfte.


Opgave 30: 

Sirius har den tilsyneladende størrelsesklasse m=-1,5 og den absolutte størrelsesklasse 

M=1,4. Beregn afstanden til Sirius ved hjælp af størrelsesklasser. Får du det samme som 

ved parallaksemetoden? 

Opgave 31: 

Nordstjernen har tilsyneladende størrelsesklasse m=2,3 og absolut størrelsesklasse M=-4,6. 

Beregn afstanden til Nordstjernen. 

Opgave 32: 

Proxima Centauri har en afstand på 1,31 parsec til Jorden. Dens absolutte størrelsesklasse 

er 11,05. Beregn ved hjælp af ”solve” på lommeregneren stjernens tilsyneladende 

størrelsesklasse. 

Kan man se Proxima Centauri med det blotte øje? 

Opgave 33: 

Stjernen Capella har parallaksen 1,987x10 -5 grader. Dens tilsyneladende størrelsesklasse er 

-0.65. Find ved hjælp af lommeregneren stjernens absolutte størrelsesklasse. 

6.1.3 Cepheidemetoden 

Ovenstående metode til afstandsbestemmelse virker kun, hvis man på en måde kan finde 

ud af, hvad stjernens absolutte størrelsesklasse er, altså hvor meget lys stjernen i 

virkeligheden udsender. 

Der findes mange typer af stjerner, som varierer i lysstyrke, en af disse typer kalder man 

Cepheider. Cepheider er specielle, idet man ud fra deres variationsperiode kan regne ud, 

hvor meget stjernen lyser. Det var denne metode Hubble brugte til sine banebrydende 

målinger. Typisk lyser en cepheide 10.000 gange så meget som vor egen sol, men på 

grund af afstanden ser vi kun en lille bitte del af det lys de udsender. I galakser som ligger i 

nærheden af os, kan vi godt se disse variable stjerner, selvom de selvfølgelig lyser meget, 

meget lidt i forhold til hele galaksens lys. 

Princippet i at bruge disse stjerner til afstandsmåling er simpelt. Vi måler, hvor lang tid 

stjernen bruger på en varians-cyklus (se Figur 31 til højre for en illustration af en varianscyklus), 

og ud fra dette kan vi regne stjernens absolutte lysstyrke og altså den absolutte 

størrelsesklasse ud. Den tilsyneladende størrelsesklasse er jo blot at måle, hvor meget lys vi 

får fra stjernen, og så kan vi igen bruge formlen fra forrige afsnit til at udregne afstanden til 

den galakse, hvori stjernen befinder sig. 

-33-


Figur 30: Hubble Space Telescope er et af de teleskoper, som kan se Cepheider i andre galakser. Her 

observationer af en Cepheide i galaksen M100. Som kan ses på billedet til venstre, varierer lysstyrken 

af Cepheiden (kraftigheden af pletten på de tre zooms). Til højre er der lavet en graf over disse 

variationer, hvor den tilsyneladende størrelsesklasse er på y-aksen. Perioden er målt til 20.5 dage. 

Der gælder som sagt en sammenhæng mellem den absolutte størrelsesklasse og perioden 

(kalder vi P her): 

M 

2. 8 log( P) 

Perioden P i ovenstående formel skal måles i dage. 

Nu kan man altså måle afstanden til de nærmeste galakser ved hjælp af Cepheide 

metoden, idet vi for disse stjerner kender både m og M. Da stjernen ligger i galaksen må 

den fremkomne afstand altså også være afstanden til galaksen. 

-34- 

1. 

43 

Opgave 34: 

Antag at vi har en Cepheide i Mælkevejen som er ca. 10.000 gange så lys-kraftig som 

Solen. Hvis der er 300 milliarder stjerner som Solen i Mælkevejen, hvor stor en del af 

galaksens lys vil Cepheiden da udsende ca. i procent? 

Hvad tror du, er forklaringen på, at Cepheide modellen er svær at bruge på fjerne 

galakser? 

Opgave 35: 

Beregn den absolutte størrelsesklasse af Cepheiden fra Figur 31. 

Giv et estimat af den tilsyneladende størrelsesklasse ud fra grafen Figur 31 

Beregn afstanden til galaksen M100


Opgave 36: 

En Cepheide har en tilsyneladende størrelsesklasse på 24 og en periode på 3 dage. Find 

afstanden til den galakse hvori Cepheiden ligger. 

Opgave 37: 

Astronomer siger at afstanden til en Cepheide er lig med afstanden til hele galaksen, som 

Cepheiden ligger i. 

Er dette en rigtig antagelse? Hvor skal Cepheiden være placeret i galaksen, før man 

kan sige at afstanden til den er lig afstanden til galaksen som helhed? 

Vi antager at Cepheiden fra Opgave 36 ligger i en galakse, der har størrelsen 

100.000 lysår på tværs. Hvor stor en fejl kan det maksimalt give, når man måler 

afstanden til galaksen via en Cepheide, man har fundet i galaksen? Hvor stor er 

denne fejl i procent? 

6.1.4 Afstande ved hjælp af supernovaer 

Cepheide metoden ovenfor er meget smart og anses for at være meget præcis på de 

galakser, som er tæt på Mælkevejen. Skal man bestemme afstande til galakser, der er langt 

væk, eksempelvist en milliard lysår, så har vi dog behov for en anden metode, fordi vi med 

dagens teleskoper simpelt hen ikke kan forstørre så meget, at vi kan se de enkelte 

Cepheider i fjerne galakser. 

Derfor har vi brug for en anden og mere lys-stærk kilde, som har en veldefineret lysstyrke. 

Man kalder den slags lyskilder for standardlyskilder. En sådan lyskilde er supernovaeksplosioner 

af typen 1a. 

Disse supernovaer er ikke af samme type, som den type forklaret under afsnittet om 

supernovaer (afsnit 3.3). 

Figur 31: En illustration af de indledende stadier til en supernova af type 1a. Til højre ses en model af stofoverførslen 

fra ledsagerstjernen til den hvide dværg. Til venstre ses observationer af sådan en overførsel. 

-35-


Supernovaer af type 1a er supernovaer, som forekommer i et dobbeltstjernesystem, hvor 

den ene stjerne er en hvid dværg. Hvis en hvid dværg er i et sådant system kan den finde 

på at suge stof til sig fra sin nabostjerne (Se Figur 32 for en illustration af stof-overførslen), 

dette sker specielt når nabostjernen når til kæmpestjernestadiet i sin livscyklus. 

Den hvide dværg suger altså på denne måde 

masse til sig og bliver tungere. Beregninger 

viser, at når massen krydser 1.4 gange Solens 

masse, vil stjernen eksplodere i en 

supernovaeksplosion. Denne type af 

supernova sker altså altid, når stjernen krydser 

den magiske grænse på 1.4 solmasser. Alle 

supernovaer af type 1a stammer altså fra en 

stjerne med masse på ca. 1.4 solmasser. Derfor 

vil de også alle have ca. samme lysstyrke. Dette 

er uafhængigt af, hvilken type stjerne nabostjernen 

er. 

Man kan altså regne med, at supernovaer af 

denne type udsender samme lysstyrke. Man har 

målt den absolutte størrelsesklasse af denne 

type supernovaer til altid at være 

M = -20. 

Umiddelbart kan det lyde usandsynligt, at der lige tilfældigvis er en hvid dværg i et 

dobbeltstjernesystem, men i realiteten er ca.1/3 af alle stjerner dobbeltstjerner. I en 

almindelig galakse giver det ca. 333 millioner dobbeltstjernepar, og hvis der kommer en 

supernova-eksplosion fra blot én af disse stjernepar, kan den ses igennem hele Universet. 

Da der tilmed er ret så mange galakser, observerer astronomer faktisk 30-40 supernovaer 

af denne type i andre galakser årligt. Dette giver os en god og pålidelig 

afstandsbestemmelsesmetode på store afstande. 

Opgave 38: 

Beregn afstanden til galakse NGC 4526 fra Figur 33. 

Opgave 39: 

Med supernova-metoden kan man måle afstande ud til ca. 1000Mpc. Beregn vha. 

lommeregneren størrelsesklassen en type 1a supernova vil have ved den afstand. 

Opgave 40: 

Supernova SN1998bu blev observeret i galaksen M96 i 

1998. Den havde en maksimum størrelsesklasse på 11.8. 

Hvor langt er væk M96? 

-36- 

Figur 32: En type 1a supernova (forneden til 

venstre) i den fjerne galakse NGC 4526. 

Supernovaen blev observeret i 1994 og havde 

den tilsyneladende størrelsesklasse m = 11.

6.2 Rødforskydning 

Alle stjerner har noget der hedder 

absorptionslinier i det spektrum af 

lys de udsender. Solen f.eks. lyser 

næsten med alle bølgelængder, 

men der er nogle ganske 

bestemte bølgelængder, som den 

ikke lyser med. Disse ”huller” i det 

udsendte lys kan man se som 

sorte linier, og man kan se dem, 

f.eks. hvis man sender Solens lys 

igennem et normalt glas-prisme. 

Da vil man få alle regnbuens 

farver minus nogle få linier som 

vist nederst på Figur 34. Disse 

linier kaldes absorptionslinier. 

Da Hubble observerede 

galakserne omkring os, så han, at 

deres absorptionslinier var 

forskudt mod den røde del af 


Figur 33: En illustration af galaksers rødforskydning. 

Absorptionslinierne for en stjerne tæt på os i vor egen 

galakse er vist nederst. Dernæst absorptionslinier for galakser 

som ligger længere og længere væk. Det er tydeligt at 

linierne bliver rykket mod længere bølgelængder, altså mod 

de røde farver. 

spektret. Deraf ordet rødforskydning. Man kan betegne en galakses absorptionslinier som 

dens fingeraftryk. Disse absorptionslinier kan fortælle astronomerne, hvilke grundstoffer 

der primært er i galaksen. Galakser er i det store hele ens, de består alle af stjerner, som alle 

primært består af brint og helium. Derfor har de fleste galakser også ens absorptionslinier. 

Figur 34: Illustration af hvordan lys-bølger udsendt fra et objekt afhænger af hastigheden af objektet. På 

billedet til venstre står objektet stille, og de udsendte bølger er lige store, ligegyldigt hvor man ser 

stjernen fra. På billedet til højre kan man se, at bølgelængden bliver kortere, hvis objektet bevæger sig 

imod observatøren (man ser på objektet fra højre), og længere hvis objektet bevæger sig væk fra 

observatøren (man ser objektet fra venstre). 

-37-


Det mærkelige ved Hubbles observationer var altså, at han observerede at disse 

absorbtionslinier ikke var ens, men derimod var forskudt i forhold til hinanden (se Figur 

34). Endda var der system i det, således at de galakser, der var længst væk, var mest 

forskudt. 

Dette tolkede Hubble som et udslag af Dopplereffekten, altså den samme effekt som gør at 

et udrykningskøretøj, der kører i din retning, har en lysere klang, end når det kører væk fra 

dig igen. 

Forklaringen Hubble gav, var altså, at denne forskydning var på grund af galaksernes 

hastighed væk fra os. Man kan sige at lysbølgerne blev trukket længere pga. galaksernes 

hastighed væk fra os (se Figur 35). 

Rødforskydning betegnes ”z” og er defineret som: 

z 

Altså simpelt hen forskellen mellem den forventede og observerede bølgelængde, 

divideret med den forventede bølgelængde. Den forventede bølgelængde er 

bølgelængden fra den tilsvarende linie udsendt fra et objekt, som står stille i forhold til os. 

Eksempelvist kan dette være en linie fra en nærliggende stjerne, eller fra et 

laboratorieeksperiment. 

Hubble målte på denne måde rødforskydningen af sine galakser. Han brugte formlen 

v 

obs 

til at finde hastigheden af galakserne. Få år senere kom Einstein og fortalte os, at Hubbles 

metode til at finde hastighederne af galakser kun er korrekt, så længe galaksernes 

hastigheder er langt under lysets. Men dette havde dog ingen effekt på Hubbles resultater. 

Opgave 41: 

Vælg en linie på Figur 34 og mål denne linies bølgelængde i alle 3 galakser og for stjernen. 

Find heraf alle galaksernes rødforskydning. 

Udregn heraf alle galaksernes hastighed væk fra os i km/s. 

Opgave 42: 

Hvorfor tror du, at spektret for en stjerne i vores egen mælkevej har samme linier som 

spektret for en hel galakse 

z 

-38- 

c

6.3 Hubbles resultater 

Nu er vi endelig nået til Hubbles 

resultater… 

Hubble observerede galakserne og fandt 

afstande til dem primært ved hjælp af 

Cepheide metoden. Herefter fandt han 

deres rødforskydning, og han udregnede 

heraf deres hastighed væk fra os. Det 

vilde resultat som Hubble kom frem til var, 

at jo længere galakserne er væk fra os, jo 

hurtigere bevæger de sig væk fra os. 

Meget mærkeligt... 

Spørgsmålet er nu, hvordan man fortolker 

Hubbles resultat. Der er umiddelbart to 

tolkninger. Den ene er, at vi er centrum i 

Universet, og galakserne bevæger sig væk 

fra os. Dette tror vi dog ikke på, fordi vi er 


stoppet med at tro, at vi befinder os et specielt sted i Universet. I dag tror man på det 

”kosmologiske princip”, (se afsnit 7.1) nemlig at Universet på stor skala ser ens ud, set fra 

enhver position i Universet. Derfor kan Jordens position i Universet ikke være speciel, og 

man vil derfor også fra andre galakser se, at alle de andre galakser bevæger sig væk, og jo 

længere de er væk, jo højere er deres 

hastighed. 

Denne tankerække har den logiske 

konklusion, at hele Universet må 

udvide sig, idet alle galakser bevæger 

sig væk fra hinanden, hvilket er den 

anden og generelt accepterede 

fortolkningsmulighed af Hubbles data. 

Observationer viser at galakserne 

yderligere må bevæge sig væk fra 

hinanden, som hvis de var mønter på 

overfladen af en ballon der bliver 

pustet op (se Figur 36). To mønter tæt 

på hinanden vil ikke bevæge sig så 

hurtigt væk fra hinanden som to 

mønter langt fra hinanden. 

Figur 36: Det originale data fra Hubbles berømte 

artikkel. Her viser han at galakserne bevæger sig 

hurtigere væk fra os, jo længere de er væk fra os. En 

sammenhæng som senere er blevet eftervist og 

eftervist igen. 

Figur 35: En illustration af hvordan galakserne 

bevæger sig væk fra hinanden. 

Da Hubble offentliggjorde sine resultater i 1929, var det en revolution for datidens 

verdensbillede. Indtil da havde man troet fuldt og fast på, at Universet var statisk. Selv 

Einstein (som ikke havde noget problem med at sige, at tiden går langsommere, hvis man 

bevæger sig hurtigt) havde lavet om på sine ligninger, fordi de forudsagde et Univers i 

bevægelse, og det synes han simpelt hen var for underligt til, at det kunne være rigtigt. 

-39-


Ud af Hubbles graf på Figur 37 følger altså, at der er en lineær sammenhæng mellem 

galaksers afstand fra os og deres bevægelse væk fra os. Denne sammenhæng udtrykte 

Hubble ved flg. ligning: 

v H 0 

Her er v hastigheden galaksen bevæger sig væk fra os med, r er afstanden til galaksen. H0 

er Hubbles konstant, og altså propertionalitetskonstanten fra den lineære sammenhæng. I 

km/ 

s 

dag har man målt Hubbles konstant til H 0 22 (Mly står for mega lysår). 

Mly 

Opgave 43: 

I Opgave 41: 

Vælg en linie på Figur 34 og mål denne linies bølgelængde i alle 3 galakser og for 

stjernen.fandt du hastigheden af 3 galakser. 

a) Find vha. Hubbles lov deres afstand til os. 

b) Hvor lang tid har lyset rejst igennem Universet for at nå til os fra de 4 galakser? 

Opgave 44: 

Kvasaren Q0823+147 er min kvasar. Den har en 

rødforskydning på z=1,7. For store rødforskydninger 

(større end z= 0.1) skal vi bruge relativitetsteorien for at 

regne hastigheden af kvasaren ud. Heraf kommer flg. 

sammenhæng mellem hastighed og rødforskydning: 

v 

c 

2 

1 

2 

Find Q0823+147’s hastighed væk fra os. 

Find kvasarens afstand fra os. 

z 

z 

1 

1 

1 

Opgave 45: 

Afstanden til Virgo hoben (en galaksehob) er ca. 17 Mpc. Beregn vha. Hubbles lov hobens 

hastighed væk fra os. 

Hvis Virgo hoben altid har bevæget sig væk fra os med samme hastighed, hvor lang 

tid er det så siden, at vores mælkevej og Virgohoben var på samme sted? 

Opgave 46: 

Den svære. Antag at galakserne altid har haft samme hastighed væk fra hinanden, som de 

har nu. Kan du (vha. Hubbles lov) komme med et estimat på Universets alder? (Vi antager 

at Universet begyndte dengang, alle galakser havde afstand 0 fra hinanden). 

-40- 

r 

Figur 37: En kunstners illustration 

af en kvasar. Kvasarer er kæmpe 

sorte huller, der i det tidlige 

Univers ”spiser” den 

omkringliggende gas.


7 Big Bang og det kosmologiske princip 

Hubbles resultater ledte hurtigt frem til en helt ny forståelse for Universet. En logisk 

konsekvens af, at galakserne bevæger sig væk fra os, er, at galakserne må have været 

tættere på hinanden, hvis vi kigger bagud i tid. Man kunne med Einsteins teoretiske ramme 

beregne, hvornår alle galakser var på et meget lille område. Når man samler al stof i 

Universet bliver forholdende temmelig ekstreme, faktisk så ekstreme, at de almindelige 

fysiske love bryder sammen, og det bliver enormt vanskeligt at regne på. Selv med de mest 

syrede og ekstreme udregninger kan fysikerne i dag ikke regne sig længere tilbage, end til 

dengang hvor Universet var 10 -42 sekunder gammelt. 

Vi er dog sikre på, at det tidlige Univers var tæt og meget varmt. Der var en kraftig 

udvidelse i dette tidlige Univers, som pustede Universet op. Siden dengang har alt stof i 

Universet bevæget sig væk fra hinanden, og er undervejs i denne udvidelse blevet til 

stjerner og galakser. Udvidelsen bliver bremset af tyngdekraften, således at galaksernes 

hastigheder væk fra hinanden bliver mindre og mindre. 

Denne tankerække er grundstenen i Big Bang teorien. 

Opdagelsen af at Universet udvider sig er en af de vigtigste opdagelser nogensinde i 

astronomi. Vi har opdaget at Universet har en begyndelse! 

Spørgsmålet om hvorvidt Universet har en ende er det naturligt efterfølgende spørgsmål. 

Før vi går i gang med at besvare spørgsmålet om Universets fremtid, skal vi lige se på en af 

de helt store antagelser i kosmologien (læren om Universet som helhed). 

7.1 Det kosmologiske princip: 

Al moderne kosmologi bygger på én grundantagelse. Hvis ikke man tror på denne 

antagelse, skal man heller ikke tro på Big Bang. Det kosmologiske princip er kort sagt flg.: 

På stor skala ser Universet ens ud set fra alle steder i Universet. 

-41-


Figur 38: En illustration af alle de galakser vi har observeret. Hver en galakse er ét 

lille punkt på figuren. Galakserne er nogenlunde jævnt fordelt over 

himmelkuglen. Kortet skal læses som et verdenskort over verden, altså en 

kugleform forsøgt afbildet på et stykke papir. 

Antagelsen kan umiddelbart synes lidt grov. Universet behøver jo ikke være pænt og 

ensformigt. Vi har nu et par grunde til at tro på det kosmologiske princip. 1) Set fra vores 

synspunkt er alle galakser i Universet fordelt ligeligt over himmelkuglen (se Figur 39). 

2) Mikrobølgebaggrundsstrålingen er meget jævnt fordelt over himmelkuglen. 

Mikrobølgebaggrundsstrålingen er populært sagt det ældste lys, vi kan se i Universet. Det 

er det lys der blev udsendt ca. 3-500.000 år efter Big Bang. Lyset er senere blevet langstrakt 

af Universets udvidelse, og kan nu observeres som mikrobølger. Ser man på denne stråling, 

vil man se, at strålingen er fuldstændigt jævnt fordelt over hele himmelkuglen. Som 

illustreret på Figur 40, er forskellen i denne mikrobølgebaggrund mindre end en 

milliontedel grad. 

Figur 39: Mikrobølgebaggrundsstrålingen. Forskellen på rød og blå (hvid og sort) 

er en temperatur på en milliontedel af en grad. 

-42-


Den tredje grund, til at vi tror på det kosmologiske princip, er, at det simpelt hen er at det 

leder os hen til Big Bang teorien, som har vist sig at forudsige en hel del ting, som holder 

stik. Blandt andet kan man fra Big Bang teorien udtale sig om, hvorledes grundstofferne er 

fordelt i Universet, og disser forudsigelser passer smukt med observationerne. Et andet af 

de sikreste tegn på at Universet er begyndt i et varmt Big Bang er selve opdagelsen af den 

kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling, som først blev observeret i 1965 af Penzias og 

Wilson. Big Bang forudsiger nemlig, at man bør finde en sådan baggrundsståling. 

Der gælder flg. sammenhæng mellem bølgelængde af lys et legeme udsender, og den 

temperatur, legemet der udsender lyset, har: 

max 

2, 

90 

De to astronomer Penzias og Wilson observerede i 1965 et støjsignal på deres 

radioantenne, som viste sig kom fra mikrobølger fra hele verdensrummet. Penzias og 

Wilson målte bølgelængden af deres støjsignal, og fandt ud af at hele det stammede fra 

verdensrummet idet det var lige kraftigt fra alle retninger. Dermed kunne de regne en 

temperatur ud af hele Universet. De fandt at Universet er 2,73 Kelvin varmt. 

Baggrundsstrålingen er som sagt en forudsigelse fra Big Bang teorien. Teorien forudsiger, 

at vi kan finde en rest fra den varmestråling, der var dengang, Universet var ca. 380.000 år 

gammelt. Det var her hvor Universet blev koldt nok til, at lys kunne få lov at rejse igennem 

det. Man kan sige, at det var her Universet blev gennemsigtigt, og at det lys vi ser når vi 

måler på mikrobølgebaggrundsstrålingen, er gløderne fra den kæmpe eksplosion, vi var og 

er en del af. Vi er jo stadig en del af eksplosionen, idet Universet stadig udvider sig. 

Alle ovenstående argumenter er alle for det kosmologiske princip. Det skal dog 

understreges at der grundlæggende er tale om en antagelse, som ikke er og aldrig kan 

blive testet eksperimentelt. 

Det synlige Univers: 

Hele det Univers vi kan se, er absolut ikke lig med hele det Univers, der blev skabt ved Big 

Bang. Vi kan kun se ud til en horisont, der er begrænset af Universets alder, simpelt hen 

fordi vi ikke kan se længere væk end Universet er gammelt (så har lyset jo ikke kunnet nå at 

rejse ned til os). Det kosmologiske princip fortæller os, at hvis vi på et øjeblik kunne rejse 

hen til de fjerneste galakser, vi kan se, så ville Universet set fra disse galaksers synspunkt på 

stor skala se ligesådan ud, som vi ser det. Fordelingen af galakser og 

mikrobølgebaggrundsstrålingen vil være præcis den samme. 

-43- 

10 

T 

3 

m 

K

Det, at vi kun kan se ud til en horisont, kan 

sammenlignes med den horisont, man kan 

se ud til fra et skib. Det man kan se indenfor 

horisonten udgør så absolut ikke hele 

Jorden, men kun en del af det verdenshav, 

man sejler rundt på. Det kosmologiske 

princip bygger på de observationer, vi kan 

lave fra vores sted i Universet, men udtaler 

sig om hele Universet, og det er derfor, at 

det er en antagelse. Vi kan jo aldrig komme 

til at se andet end det synlige Univers... 

Det svarer lidt til at sejle på sin båd og se 

vand hele vejen ud til horisonten hele vejen 

rundt, og så heraf antage, at hele Jorden er 

dækket af vand, der ser ud og opfører sig, 

som det vand man kan se fra båden. 


Opgave 47: 

Alle varme legemer udsender stråling. Hvis du holder din hånd tæt op til kinden, kan du 

føle varmestrålingen. Varmestrålingens bølgelængde afhænger af temperaturen, via 

3 

2, 

90 10 m K 

formlen max 

. 

T 

a) Beregn hvilken bølgelængde du udsender varmestråling med. Er det 

synligt lys? 

b) Beregn hvilken bølgelængde Solen primært udstråler. Solen har en 

overfladetemperatur på ca. 5800K. 

c) Er en jernstang varmest når den gløder rødt eller blåligt? 

-44-


Opgave 48: 

I denne øvelse skal du regne på Universets densitet før i tiden. Vi ser på et stort område (en 

kugle) af Universet. På et tidspunkt er rumfanget af dette område V 1 , og den 

gennemsnitlige densitet er 1 . Til et senere tidspunkt har området udvidet sig og har nu 

rumfang V 2 og densitet 2 . Vi går ud fra, at den samlede masse inden for dette område af 

Universet ikke ændrer sig med tiden. Besvar flg. spørgsmål: 

a) Gør rede for at der må gælde: 1 V 1 2 V2 

3 

b) Vis at r 1 1 

3 

r2 

2 . (brug at rumfanget for en kugle er givet ved: 

V 

4 

3 

3 

r 

c) Universets gennemsnitlige densitet er i dag ca. 

29 3 

10 g / cm og radius 

af det observerbare Univers er r0 

28 

10 cm . Hvad var radius af det 

observerbare Univers, dengang Universet havde samme densitet som 

atmosfærisk luft ( 

3 3 

10 g / cm ) 

luft 

d) Hvad var radius af det i dag observerbare Univers, dengang Universet 

havde samme densitet som vand? 

e) Hvad var radius af det observerbare Univers dengang Universet havde 

14 3 

samme densitet som en atomkerne? 10 g / cm 

-45- 

atom ker ne 

Opgave 49: 

Kan man se lyset fra en kvasar, som ligger i afstanden 28 milliarder lysår fra os? 

0


8 Gåder i den moderne kosmologi 

Trods vores mange svar på Universets gåder, er der specielt to store og fundamentale 

spørgsmål, som stadig står ubesvarede i den moderne kosmologi 2 . Den ene gåde er den 

om det mørke stof, og den anden er en nylig opdagelse af, hvad man kalder den 

kosmologiske konstant. Herunder vil de to gåder kort blive præsenteret. 

8.1 Mørkt stof 

Opdagelsen af det mørke stof er 

mere end 30 år gammel. Det viser 

sig, at mere end 95% af al stof i 

Universet består stof vi ikke ved hvad 

er! 

For at observere dette skal vi bruge 

to forskellige ”vægte”. En der vejer 

hvor meget det lysende stof vejer, og 

en der vejer galaksen uden at tage 

højde for, hvilken slags stof den 

består af. 

Man fandt først ud af, at der var 

noget mystisk masse, vi ikke ved hvad 

er, ved at se på rotationshastigheder 

af stjerner omkring deres galakses 

centrum. 

Det er forholdsvist nemt at finde ud 

af, hvor meget det lysende stof i en 

galakse vejer. Idet Solen er en 

gennemsnitsstjerne, kan vi 

undersøge det samlede lys fra galaksen og sige, at hvis det lys skulle være frembragt af 

stjerner som Solen, hvor mange Sole skulle der så til. Dette giver et estimat for, hvor mange 

stjerner der er i galaksen. Da vi ved hvor meget Solen vejer, kan vi således også få et 

estimat for galaksens vægt. 

At måle en galakses vægt uden at bruge ovenstående metode kræver mere teori. Vi har i 

dag nogle metoder til at gøre dette, herunder vil vi kun gennemgå én af disse, nemlig 

hvordan man bestemmer en galakses masse ud fra stjernernes rotationshastighed. 

Stjernernes hastighed og afstand fra centrum kan forholdsvist nemt måles. Dette gør os i 

stand til at udregne den samlede masse, som pga. tyngdekraften holder stjernen i sin bane 

vha. flg. formel: 

2 Kosmologi betyder læren om Universet som helhed, eller ”læren om verden”. 

-46- 

Observeret 

Forventet 

ud fra lyset 

Figur 40: En undersøgelse af stjerners rotationshastighed 

om galaksen M33. Hastigheden er ud af y-aksen og 

afstanden fra centrum ud af x-aksen. Den stiplede linie 

illustrerer hvordan man forventer at punkterne skal ligge 

udfra det synlige lys man modtager fra galaksen. Punkter 

ligger langt over det forventede.


2 

r v 

M 

G 

Her er r afstanden fra centrum (i meter) v er rotationshastigheden af stjernen (målt i meter 

3 

11 m 

pr. sekund) og G er Newtons gravitationskonstant som er: G 6 , 67 10 . 2 

s kg 

Denne metode til at veje en galakse giver galaksens sande vægt. Den første metode gav 

kun vægten af det lysende stof i galaksen. 

Laver man denne øvelse for en galakse, får man altid, at det synlige lys udgør en meget, 

meget lille del af den samlede masse, galaksen har. 

Dette giver os et stort og stadig uløst mysterium i den moderne astrofysik. Nemlig; hvad er 

al det stof, som ikke lyser, lavet af? 

Vi har i de sidste 30 år prøvet forskellige idéer af, til hvad dette ”mørke stof” kan være. 

Listen over mulige svar har været lang og har inkluderet sorte huller, neutrinoer, planeter, 

brune dværge og mange andre mulige kandidater. Én for én er de mulige svar vha. 

observationer blevet udelukket, og i dag er vi ikke kommet tættere på at finde ud af, hvad 

det mørke stof rent faktisk er. Vi ved dog, at det ikke er baryonisk (altså bestående af 

neutroner, protoner og elektroner, som alt det stof, vi kender, ellers er lavet af), og der er 

altså tale om, at ca. 95% af al stof i Universet består at et eller andet, vi ikke aner, hvad er! 

Opgave 50: 

M33 fra Figur 41 er en ”lille” galakse der indeholder ca. 5 milliarder stjerner. 

a) Udregn ud fra hastigheder aflæst på figuren den samlede masse af galaksen. 

32 

b) Hvis vi antager at en stjerne i gennemsnit vejer lige så meget som Solen ( 2 10 kg ), 

hvor stor en del af den samlede masse udgør stjernerne? 

Opgave 51: 

Nedenstående viser en graf over rotationshastigheden i den galakse, der er tættest på 

Mælkevejen nemlig Andromedagalaksen. 

Andromedagalaksen indeholder ca. 100 milliarder stjerner. 

a) Beregn ud fra ovenstående graf Andromedagalaksens samlede masse. 

b) Hvor stor en del af den samlede masse udgør stjernerne (antag igen at den 

gennemsnitlige stjerne har masse som Solen)? 

c) Kan du komme på en forklaring på, hvorfor du ikke får, at det mørke stof 

udgør 95% af galaksens masse? 

-47-


8.2 Opdagelsen af den kosmologiske konstant 

I 1998 fandt en gruppe 

astronomer et chokerende 

resultat. De målte på 

supernovaer af type 1a (se 

afsnit 6.1.4) for at finde 

afstandene til fjerne 

galakser. De fandt at 

supernovaerne i disse 

galakser var for svage i 

forhold til deres 

rødforskydning. Eller sagt på 

en anden måde så var 

galakserne for langt væk i 

forhold til deres alder. Disse 

observationer fortolkede 

astronomerne til, at der 

måtte være et eller andet 

udover den oprindelige 

udvidelseshastighed, som 

skubber galakserne væk fra 

hinanden. Dette var den 

eneste måde de kunne 

forklare deres resultater på. 

Deres idé var, at galakserne kun på denne måde ville kunne have nået at komme så langt 

væk, som de kunne se, at de var. Denne gruppes observationer var de første 

observationer, der indikerede, at vi havde en mærkelig frastødende kraft i Universet, som 

skubber galakserne længere væk fra hinanden og altså accelererer Universets udvidelse. 

Artiklen fra 1998 vakte i første omgang 

meget røre i astronomien, og man satte 

sig for at efterprøve deres resultater. 

Først efter satellitten WMAPS 

observationer af 

mikrobølgebaggrundsstrålingen i 2005 

(se Figur 40), som bekræftede 

tilstedeværelsen af denne mystiske 

frastødende kraft, er den blevet 

accepteret af astronomerne. I 2006 gik 

nobelprisen i fysik netop til de to 

astronomer som var bagmænd for 

WMAPs resultater. 

Figur 41: Figuren der startede det hele. Den berømte figur fra artiklen 

som i 1998 genfødte ”den kosmologiske konstant”. Ud y-aksen er 

størrelsesklassen (husk at jo højere størrelsesklasse jo mindre lys) og 

ud af x-aksen er rødforskydningen. De øverste datapunkter er dem 

der ligger væk fra de fuldt optrukne linier (datidens modeller for 

Universet) og dermed indfører nødvendigheden af en kosmologisk 

konstant i modellerne for Universet. 

Vi har altså nu et verdensbillede, hvor vi tror på, at der er en kraft som skubber galakserne 

fra hinanden, eller man kan sige, at kraften accelererer udvidelsen, som vi ellers ville 

forvente foregik langsommere og langsommere på grund af tyngdekraftens træk i 

-48-


galakserne. Denne mærkelige energi og dens indflydelse på Universet blev underligt nok 

beskrevet over 60 år før man fandt den. Einstein havde indført en ”kosmologisk konstant” i 

sine ligninger fra relativitetsteorien. Hans problem var, at hans ligninger forudsagde, at 

Universet udvidede sig, det var så syret 

en forudsigelse, at han ikke kunne få sig 

selv til at tro på, at det var rigtigt. Derfor 

indførte han en konstant i sine ligninger, 

som netop standsede denne udvidelse. 

Da Hubble mindre end 5 år senere 

publicerede sin opdagelse af Universets 

udvidelse kaldte Einstein det ”mit livs 

største fejl”. Men 60 år senere dukker 

hans konstant altså op igen i den 

moderne astronomi. I dag skal man blot 

ændre fortegnet på konstanten, og så 

kan man stadig bruge Einsteins 

ligninger til at beskrive Universet. 

Den kosmologiske konstant repræsenterer en form for energi, idet der skal energi til at 

skubbe galakserne fra hinanden. Denne energi kaldes ”mørk energi”. Man skal ikke 

forveksle mørk energi med det mørke stof. Den mørke energi vejer ikke noget, men er 

simpelt hen den energi, der skal til for at accelerere galakserne væk fra hinanden. Faktisk er 

det denne energi, der er mest af i Universet, fordi galakserne er nogle tunge størrelser og 

der skal meget energi til at accelerere dem, på samme måde som det koster mere energi at 

accelerere en lastbil end en motorcykel. 

Vi ved ikke, hvad mørk energi er, og man kan derfor igen med rette sige, at vi næsten intet 

ved om størsteparten af Universets byggesten. 

Det har altså vist sig, at størstedelen af Universets masse er mørkt stof, som vi ikke aner 

hvad består af. Vi ved blot, at det ikke består af baryonisk, altså almindeligt stof. Derudover 

har vi fundet en energi, der skubber galakserne væk fra hinanden. Einstein fandt også ud 

af, at energi og masse populært sagt er to sider af samme sag. Når man har et objekts 

masse, kan man også regne dets samlede energi ud. Hvis vi på den måde oversætter den 

baryoniske og den mørke masse til energier, kan vi se på Universets samlede 

energifordeling. Nedenstående figur er forskernes bedste bud på fordelingen af den 

samlede energi i Universet. 

Bemærk at det stof vores verden 

består af kun udgør 4% af den 

samlede energi i Universet!!! 

Mørk energi 

75% 

-49- 

Universets energifordeling 

Almindeligt 

stof 

4% 

Mørkt stof 

21%

8.3 Universets fremtid 


Universets fremtid ser ikke lys ud, sådan som vi i dag har forståelse for Universet. Universet 

vil altid udvide sig og blive koldere og koldere. På et tidspunkt mange milliarder år ude i 

fremtiden vil de sidste stjerner færdiggøre deres livscyklus, og der vil ikke blive dannet nye 

stjerner, fordi Universet tæthed simpelt hen er for lille til at stjernedannelse kan begynde. 

Om ca. 200 milliarder år består Universet kun af stjernerester og sorte huller. Dette kolde 

mørke Univers vil på grund af den mørke energi udvide sig hurtigere og hurtigere, indtil 

selve accelerationen vil rive stjerneresterne fra hinanden og dele dem i elementarpartikler. 

Disse elementarpartikler vil ultimativt også blive splittet til nærmest uendelig små dele, som 

til slut vil ligge uendelig langt fra hinanden. 

Heldigvis er der lang tid til… Inden da må vi jo prøve at hygge os så meget som muligt , 

desuden skal det understreges at det moderne verdensbillede, jo netop er det 

verdensbillede, vi har i dag. 

Det er ikke nødvendigvis det samme verdenbillede, vi har i morgen. 

-50-

Fysik og det moderne verdensbillede.pdf - Horsens HF og VUC

You also want an ePaper? Increase the reach of your titles

Delete template?

Save as template?