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

uv.vuchorsens.dk

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

-3-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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:

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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:

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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:

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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 og

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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.


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-


Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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

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

Fysik og det moderne verdensbillede Af ME

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-

More magazines by this user
Similar magazines