Ursprunglig fråga:
Hej! Jag ska hålla ett kort föredrag om mörka nebulosor och efter lite sökande på internet så läste jag om att det kan finnas aktiva stjärnor inuti mörka nebulosor. Hur skulle det fungera och vad händer med all ljusenegi eftersom energi inte kan sluta att upphöra. Är det ens möjligt att det skulle kunna finnas en aktiv stjärna i en sådan nebulosa?

Jag har en annan fråga angående mörka nebulosor också. Mörka nebulosor reflekterar inte ljus så vad händer med ljuset, absorberar dem sub-mickro-meter stora dammpartiklarna ljuset eller vad händer?
/Jack C, Rålambshovsskolan, Stockholm

Svar:
En mörk nebulosa är en nebulosa som är så tät att den döljer ljuset från en bakomliggande emissions- eller reflektionsnebulosa (exempel: Hästhuvudnebulosan, bilden nedan), eller blockerar ljuset från bakomliggande stjärnor.

Du har helt rätt i att det till synes är ett problem med vart strålningsenergin tar vägen. Gas- och stoftmoln är "barnkammare" i vilka stjärnor bildas. Så länge molnet finns kvar kan man inte se de bildade stjärnorna eftersom strålningen absorberas av nebulosan. Nebulosan är alltså inte transparent för synligt ljus.

Den absorberade energin värmer upp gasen/stoftet, och energin sänds ut i form av mikrovågsstrålning. Som visas i länk 1 är nebulosor åtminstone delvis transparenta för mikrovågor.

Stjärnljuset värmer alltså stoftet och med höjd temperatur ökar mikrovågsstrålningens energi (våglängden blir mindre) tills ett jämviktstillstånd uppstår. En del av mikrovågsstrålningen vi kan observera kommer från molekyler.

Strålningstrycket från stjärnan kommer även att blåsa bort gas och stoft, så att stjärnan kommer att omges av en transparent "bubbla". Nebulosor med stjärnbildning sprids relativt snabbt ut och försvinner.

Se även länk 2.

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; nebulosa [13];

1 https://amazing-space.stsci.edu/resources/print/lithos/horsehead_litho.pdf
2 http://abyss.uoregon.edu/~js/glossary/dark_nebula.html

2. Vad är sannolikheten att
a) Livet har uppstått på jorden endast en gång
b) Livet har uppstått på jorden ett stort antal gånger och det finns anledning att tro att liv kan uppstå på jorden även i nutid
c) Livet har uppstått någon annanstans i universum och förts hit med t ex meteoriter

3. På vilka sätt plattektoniken har eller kan ha påverkat den biologiska evolutionen på Jorden?

4. Hur man kan avgöra vilka av de tidiga människoarterna som gått på två ben?

5. Stjärnor bildas ur stora gasmoln, men vad är det som avgör hur länge en stjärna ”lever”? Hur kan de ”leva” så länge, även en kortlivad stjärna har ju långt ”liv”?
/Simon S, Mullsjö

Svar:
1 Det är den allmänt accepterade modellen att solsystemet skapades från ett roterande gasmoln, se fråga 17441 och 13042 . Figuren nedan visar några "sol"system i orionnebulosan som håller på att bildas.

2 Alla tre alternativen är möjliga. Om sannolikheterna vet man inget.

3 Den har hållit koldioxidhalten på ett lågt stabilt värde och därmed stabiliserat jordens temperatur, se fråga 17321 .

4 Alla människor har gått på två ben. Transformationen skedde redan med apor som kom ner ur träden. Man kan lätt se på skelettet om en varelse gått på två eller fyra ben.

5 Massan. Tunga stjärnor lever kortare. För utveckling av liv krävs ganska lång tid - åtminstone en miljard år. Därför tror man att liv förekommer endast om stjärnans massa är ungefär som solens. Se fråga 15342 .

Nyckelord: solsystemets bildande [12]; stjärnors utveckling [15];

Årets nior arbetar med astronomi och flera tankar börjar snurra fram angående stjärnors utveckling.

Fakta: Stjärnor föds i nebulosor. Nebulosor skapas bl.a. av gas och stoff som blivit kvar efter supertunga stjärnor som exploderat, Supernovor.

Hur många stjärnor kan det födas ur en och samma nebulosa? Jag har fått för mig att det i en och samma nebulosa kan födas massor av stjärnor. Om det däremot är så att nebulosan är ett resultat av EN stjärna som har exploderat, hur långt räcker denna materia då i nyskapandet av stjärnor?

En följdfråga blir då om det i universum blir fler och fler mindre stjärnor eftersom materian sprids ut mer och mer och därför inte räcker till att skapa nya supertunga stjärnor om ger oss nya supernovor.

Tack för en SUPERBRA sökmotor!!
/Petri M, Mariefreds skola, Mariefred

Svar:
Hej Matalamaa! Astronomi är en utmärkt ingång till stora delar av modern fysik. Och så finns det så fina bilder!

Det är inte all gas som "recyclas" genom planetariska nebulosor och supernovor, mycket är väte och helium från Big Bang. Genom gravitation från materia och mörk materia samt strålningstryck från befintliga stjärnor bildas nya stjärnor. Ur en nebulosa kan det bildas en hel stjärnhop. De tyngre grundämnena som kastas ut från tidigare stjärnor blandas med H och He, och halten grundämnen tyngre än He ("metalliciteten") ökar med tiden.

Man tror att det när universum var mycket ungt fanns många mycket tunga, ljusstarka och kortlivade stjärnor, se Population_III#Population_III_stars . Anledningen till att det nu inte bildas lika stora stjärnor är inte att det fanns mer gas tidigare utan att det antagligen kan bildas större stjärnor om metalliciteten är låg.

Se vidare länk 1 och Stellar_evolution .

Tack!

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; nebulosa [13];

1 http://simple.wikipedia.org/wiki/Stellar_evolution

Svar:
I dag använder man inte ofta klassificeringen i populationer utan något som kallas metallicitet, se Metallicity och länk 1.

Metallicitet avser inom astronomin ett objekts halt av "metall", grundämne, som inte är väte eller helium. Distinktionen är viktig eftersom väte, helium plus spår av litium antas vara de enda grundämnen som kan förekomma i universum utan föregående fusionsprocess i någon stjärna. Detta betyder att förekomst av metaller indikerar att stjärnor tidigare bildats och dött i en galax eller nebulosa. Metallicitet används ofta som ett mått på en stjärnas ålder: gamla stjärnor har låg metalliciet unga har hög.

De första stjärnorna (population III) var antagligen mycket massiva och därmed kortlivade (fråga 15342 ). Detta är antagligen skälet till att de ännu inte observerats: de måste befinna sig på mycket stora avstånd, vilket gör dem svåra att observera.

Se även länk 2.
/Peter E

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

1 http://burro.astr.cwru.edu/Academics/Astr222/Galaxy/Structure/metals.html
2 http://physics.stackexchange.com/questions/26271/how-can-a-population-iii-star-be-so-massive

Kan nya solar födas/uppstå, eller är det bara dagens solar som kommer att finnas( tills det att dom dör)?
/Mikael E, Teoretiska, Sollentuna

Svar:
Ja, det bildas nya stjärnor hela tiden ur interstellära gasmoln som det i nedanstående klassiska bild. Den första generationens stjärnor (bildades strax efter big bang) innehöll bara väte och helium. Dessa ämnen "förbrändes" till tyngre ämnen vilka i stjärnans slutstadium spreds ut i rymden. Yngre stjärnor innehåller därför med tyngre ämnen. Dessa behövs för att planetsystem skall kunna bildas.

Se även fråga 3446 och 17441 .

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

Svar:
Ariel! För det första ökar inte sannolikheten för svar om ni lägger in samma fråga flera gånger - tvärtom det tar längre tid!

Det är inte så lätt att säga hur lång tid en stjärna har kvar. Först måste man veta vad stjärnan är för typ och vilken massa den har. Då kan man få en ganska bra uppskattning av hur gammal stjärnan kan bli. Sedan måste man bestämma hur gammal stjärnan är, och speciellt för en enstaka stjärna är detta svårt. Solen har t.ex. lyst likadant under 5 miljarder år och kommer att fortsätta med det i 5 miljarder år till. Sett från utanför solsystemet skulle det vara svårt att bestämma hur gammal solen är.

För några stjärnor kan man hitta information i Brightest_stars och Nearest_stars . Man kan även hitta uppgifter som ljusstyrka, avstånd och spektralklass för massor av stjärnor i gratis-programmet Stellarium .

Polstjärnan (Polaris ) är i själva verket en multipelstjärna, så det är svårt att säga något om hur gammal den kan bli. Om vi bara betraktar huvudstjärnan (a UMi A) så är den en cepheidvariabel med massan 7.5 gånger solens massa. Detta betyder att livslängden är ganska kort jämfört med solens c:a 10 miljarder år, kanske på sin höjd 1 miljard år. Polstjärnans ålder är dessutom okänd enligt ovanstående Wikipedia-artikel.

Intressantare än livslängden hos en stjärna är hur länge den befinner sig på huvudserien och därmed har en relativt konstant ljusstyrka. Detta är relevant för eventuellt liv som kan finnas på planeter runt stjärnan. Mindre är 1 miljard år anses lite för kort tid för att avancerat liv skall hinna utvecklas, men encelliga organismer skulle det kunna finnas.
/Peter E

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; stjärnhimlen [12];

Ursprunglig fråga:
I vår lärobok finns det en tabell över stjärnors livslängd i förhållande till deras storlek. 0,1 solmassor = 100 miljarder år, 1 solmassa = 10 miljarder år, 10 solmassor = 10 miljoner år, 100 solmassor = 1 miljon år. Antalet solmassor blir 10 gånger större för varje steg itabellen, borde då inte livslängden bli 10 gånger mindre för varje steg? Står det fel i boken eller är det så att stjärnor med 1 solmassa lever 1000 gånger så länge som stjärnor med 10 solmassor?
/Teodor N, Västbergaskolan, Stockholm

Svar:
Genom att bestämma massan, avståndet och ljusstyrkan för ett stort antal stjärnor kan man se att det finns en samband mellan massa och ljusstyrka för stjärnor som befinner på huvudserien, se figuren nedan från länk 1. Eftersom sambandet i log-log plotten kan approximeras med en rät linje kan vi bestämma följande approximativa samband (mass-luminositetsrelationen):

L/L(sun) = [M/M(sun)]^3.5

Den relativa livslängden blir (om vi antar att luminositeten är konstant under hela sjärnans livcykel, vilket inte är ett alltför dåligt antagande eftersom mesta tiden tillbringas på huvudserien) proportionell mot massan dividerat med luminositeten:

[M/M(sun)]/[M/M(sun)]^3.5 = 1/[M/M(Sun)]^2.5

M/M(sun)  L/L(sun)     Relativ livslängd    Livslängd
0.1       0.000316     316                  3160 GA
1         1            1                    10 GA
10        3160         0.00316              32 MA
100       10000000     0.0000100            0.1 MA
GA (giga annum) är miljarder år, MA är miljoner år

Den springande punkten när det gäller livslängden är luminositeten - en tio gånger tyngre stjärna har inte tio gånger högre utan snarare 3000 gånger högre luminositet. Anledningen till detta är att den större gravitationskraften hos den större stjärnan ger högre temperatur och högre densitet i ett större område i centrum. Detta betyder att vätefusionen går snabbare och effektutvecklingen mycket större.

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; mass-luminositetsrelation [2];

1 http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/binaries/masslum.html

Svar:
Simon! Låt oss först definiera vad en stjärna är: det är en himlakropp bestående av gas (normalt mest väte och helium) i joniserad form (plasma) som producerar energi genom fusion. Denna energi strålar ut i form av ljus. Även vita dvärgstjärnor och neutronstjärnor kallas lite oegentligt för stjärnor, men de är egentligen stjärnrester som inte producerar någon energi.

Eftersom det krävs en temperatur på minst några miljoner K för att fusion skall komma igång, så måste en stjärna ha en massa på minst 0.08 solmassor. Annars är den vad man kallar en brun dvärg.

Det är svårt att säga om det föds fler stjärnor än det dör. Dels varierar livslängden mycket (massiva stjärnor lever kort tid, lätta mycket länge) och dels sker bildandet av stjärnor på vissa ställen där det finns gas, medan det på andra ställen inte bildas några stjärnor. Stjärnorna kommer i varje fall inte att ta "slut" ens när solen slocknar vilket är om drygt 5 miljarder år.

Se Stjärna och Star för mer om stjärnor.
/Peter E

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

Ursprunglig fråga:
Hej! Jag har några frågor angående ett skolarbete. Skulle vara tacksam för svar.

1. Man vet att stjärnor föds ur stora nebulosorna, men hur vet man det?

2. När en stjärna som är ungefär i solens storlek har blivit en rödjätte, vad händer efter det?

3. Stjärnor består ju av väte som via fusion omvandlas till helium, hur vet man det här?

4. En stjärna har ju en speciel livscykel, hur vet man just att denna livscykel är som den är. Hur vet man t ex att stjärnorna övergår i olika faser?

5. Hur kommer det sig att vissa stjärnor får solsystem och vissa inte? Hur vet vi det?
/Cecilia B, Thorildsplansgymnasium, Stockholm

Svar:
Hej MsPluto!

1. Man kan observera stjärnor på alla stadier av utveckling, inklusive stjärnor som håller på att bildas, se stjärnors utveckling och solsystemets bildande .

2. En vit dvärg är en normalstor stjärna som kollapsat till en mycket liten storlek efter att den gjort slut på sitt kärnbränsle. En typisk vit dvärg har en radie som är 1 procent av solens, men den har grovt räknat samma massa.

När vätet i centrum tar slut fortsätter förbränningen i ett skal runt stjärnan. Stjärnan blir då en röd jättestjärna. När bränslet i skalet tar slut komprimeras kärnan ytterligare och förbränning av helium till kol börjar. Mot slutet av denna process expanderar yttre delen av stjärnan och bildar en planetarisk nebulosa, kärnan blir en vit dvärg. Bilden nedan visar ett sådant system som kallas 'Cats Eye nebula'. Se vidare White_dwarf#Formation , länk 1 och 2.

3. Kunskapen om fusionsprocessen är mycket god. Antagandet förklarar alla observationer, bl.a. att heliumförekomsten är högre är de 24% som fanns efter big bang i gas som funnits i en stjärna.

4. Genom observationer av stjärnor av olika typ samt modellberäkningar av utvecklingen. Detta senare är mycket viktigt.

5. Sjärnor som har mycket av tunga grundämnen (nya stjärnor) har mycket oftare planetsystem än stjärnor som innehåller lite av tunga grundämnen. Med tunga grundämnen menar vi ämnen tyngre än helium. En gas bestående av enbart väte och helium kan inte bilda planeter - det behövs även ämnen som kondenseras ("klibbar"). Vatten (H₂O) är säkert viktigt dels beroende på dess egenskaper och dels eftersom syre är det ämne det finns mest av med undantag för väte och helium. Se vidare exoplaneter .

Mer om stjärnutveckling: Stellar_evolution .

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; nebulosa [13];

1 http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/dwarfs.html
2 http://astronomy.nmsu.edu/geas/lectures/lecture24/slide03.html

Svar:
använder man inte stora bokstäver i början av meningar längre?

Det finns inte en formel som säger vad den minsta massan är för att fusion skall starta. Värdet är c:a 1/10 solmassa, men man måste använda ganska komplicerade simuleringsprogram för att beräkna värdet. I de allra lättaste stjärnorna kommer fusion av deuterium (tungt väte) igång, men inte av vanligt väte. Gränsen mellan stjärnor och planeter (bruna dvärgar) är ganska flytande och kontroversiell (se länk 1).

Vad gäller en grov uppskattning av en stjärnas livstid se 13731 nedan. För mer om stjärnors utveckling se Stellar_evolution .
/Peter E

Se även fråga 13731

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Ursprunglig fråga:
Hur bildas en stjärna, vad består den av och vad händer när den dör?
/Victoria G, Slottis, Malmö

Svar:
Solen är en ganska vanlig sorts stjärna. Den bildades för 4500 miljoner år sedan av ett gasmoln som drog ihop sig. Ställen där stjärnor bildas idag, kan man se som små knutor på bilden nedan (från Hubble Space Telescope). Solen består av 75% väte, 24% helium och bara 1% tyngre ämnen. Solen är helt gasformig och till större delen joniserad (fria elektroner och joner). Temperaturen på ytan är 6000 grader och 20 miljoner grader i centrum. Där sker energiproduktionen genom att 4 vätekärnor slås ihop och bildar helium. När vätet i centrum tagit slut, sker förändringar. Centrum dras ihop och de yttre lagren expanderar. Energiproduktionen fortsätter i ett skal, och ökar. Solen har blivit en röd jättestjärna. Det sker om ungefär 4000 miljoner år. Då är det definitivt slut med livet på jorden. Så småningom kastas de yttre delarna av och vi har fått en planetarisk nebulosa som belyses av en het vit dvärgstjärna. Så småningom svalnar den vita dvärgstjärnan, och till slut är den alldeles svart. Hur en stjärna utvecklas beror på hur tung den är. En mycket tung stjärna kan sluta som en supernova. Dubblelstjärnor utvecklas annorlunda. Detta är en hel vetenskap!

Ord i kursiv stil kan du söka på i denna databas för mer information.

För relativt elementära framställningar se Allmän relativitetsteori och kosmologi (på svenska) och Lives and Deaths of Stars (på engelska).

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

Svar:
Stjärnor föds då gasmoln trycks ihop, till exempel när gasmoln kolliderar. Sedan drar gravitationen ihop gasklumparna till stjärnor. Det finns tre typer av stabila himlakroppar: Planeter, vita dvärgstjärnor och neutronstjärnor. En stjärna måste alltså sluta i ett av dessa tillstånd, eller också vika sig ut ur vårt universum i ett svart hål.

I en mycket liten "stjärna" startar aldrig kärnreaktionerna, och den kommer sluta som en kall, planetlik himlakropp en så kallad brun dvärg. Denna undre gräns för stjärnors massa är ungefär 0.08 solmassor.

Det finns även en övre gräns för stjärnors massa på c:a 100 solmassor. Om molnet som komprimeras har en massa överstigande detta gränsvärde startar kärnreaktionerna innan stjärnan är färdigbildad så att en del av gasmolnet blåses bort av strålningstrycket.

När kärnreaktionerna upphör i en stjärna som solen, kastas en del av höljet av, det bildas en planetarisk nebulosa. Stjärnan krymper ihop till en vit dvärg. En kall vit dvärg är faktiskt svart!

En mycket stor stjärna slutar som supernova, kvar blir en neutronstjärna ett svart hål eller ingenting alls.

En detaljerad beskrivning av stjärnutveckling finns i Wikipedia-artikeln Stellar_evolution (på engelska). En stjärna med solens massa utvecklas enligt figuren nedan. Först ungefär 10 miljarder år med mycket långsamt ökande ljusstyrka (solen är för närvarande halvvägs i denna fas). Sedan en tid som röd jättestjärna, och till sist en vit dvärgstjärna.

Nyckelord: stjärnors utveckling [15]; solens utveckling [4];

Svar:
Antagligen syftar du på de mystiska gammastrålepulser, som sedan 30 år tillbaka observerats från satelliter. Man hade ingen uppfattning om var källorna fanns, ända tills för 2 år sedan, då ett genombrott skedde.

Det är nu klart att källorna i allmänhet finns på ofantligt stora avstånd, tusentals miljoner ljusår. Därmed är det också klart att de skickar ut enorma mängder energi på några sekunder i form av gammastrålning.

Ännu har vi ingen bra förklaring på hur det går till, men det är ett mycket hett ämne för kosmologer och astrofysiker. Den vanliga förklaringen är att gammablixtar uppkommer när en mycket tung kärna kollapsar när bränslet tar slut.

Eftersom dessa upptäckter är så nya, har man ingen nytta av uppslagsverk eller läroböcker. Inte mycket finns skrivet på svenska. Nedan är en länk till en tyvärr ganska teknisk diskussion på engelska. Länk 2 är en aktuell observation.
/KS/lpe

Nyckelord: stjärnors utveckling [15];

1 http://www.astro.psu.edu/users/nnp/grbphys.html
2 http://www.su.se/forskning/ledandeforskning/naturvetenskap/astrofysik-och-partikelfysik-lfartiklar/artiklar/kosmisk-explosion-blottar-brister-i-teorier-om-universum-1.156369

Ämnesområde	BlandatElektricitet-MagnetismEnergiKraft-RörelseLjud-Ljus-VågorMateriens innersta-Atomer-KärnorPartiklarUniversum-Solen-PlaneternaVärme
Sök efter
Grundskolan eller gymnasiet?	FörskolaGrundskolaGymnasiumLärarutbildning
Nyckelord:	#ljus [63]*astronomi/astrofysik och rymdfart [2]*biologi [20]*fysikaliska definitioner [1]*fysiologi [13]*geologi [16]*idrottsfysik [42]*kemi [22]*meteorologi [20]*miljöpåverkan [14]*nöjesparksfysik [12]*vardagsfysik [64]*verktyg [15]3d-bilder [6]aberration [1]absoluta nollpunkten [9]acceleration [6]accelerator [7]addition av hastigheter [2]aerosol [4]akustik [6]alfasönderfall [7]annihilation [14]antimateria [16]arbete [24]Arkimedes princip [32]asteroid [10]astrobiologi [9]astrologi [5]atomradie [8]Avogadros tal [3]ballong [25]bandgenerator [3]barometerformeln [1]batteri [25]belysning [6]bernoullieffekten [6]betasönderfall [15]big bang [37]bildskärmar [4]bindningsenergi [23]blixt [18]blå himmel [12]bobåkning/störtlopp [4]Bohrs atommodell [9]Bose-Einstein-kondensat [6]brandvarnare [2]bränslecell [3]centrifugalkraft [15]centripetalkraft [11]comptonspridning [3]corioliskraft [7]dagens längd [3]daggpunkten [2]dagjämning [6]Darwins evolutionsteori [8]de Broglie våglängd [1]decibel [11]delton [2]diffraktion [4]diffusion [1]dimensionsanalys [7]dimkammare [2]dopplereffekt (ljud) [3]dopplereffekt (ljus) [3]drickande fågeln [1]dubbelspalt [4]duschdraperi [2]Einstein, Albert [1]eko [3]elasticitet [4]elastisk stöt [12]elektrisk krets [7]elektrisk ström, hastighet [4]elektrisk ström, skada [6]elektromagnetisk strålning [21]elektronskal [12]elektrostatik [4]elsäkerhet [18]energikällor [26]energilagringssystem [7]enkelspalt [1]entropi [7]EPR, Bell, Aspect [3]evighetsmaskin [14]exoplaneter [17]fallrörelse [31]faradaybur [10]fasdiagram [7]felberäkning [6]Fermats princip [1]ferromagnetism [9]fiberoptik [4]fission [15]fluorescens [6]flygplansvinge [8]flykthastighet [4]formel 1 [2]forskningskarriär [1]fossila bränslen [13]fotoelektrisk effekt [7]foton [6]friktion [53]friktionskoefficient [5]frågelådan [14]Fukushima [6]fusion [17]fysik [10]fysik, förståelse av [17]fysik, historia [1]fysik, nytta med [6]fysikalisk modell [12]färg/färgseende [39]färgkraften [8]Gaia [3]galax [28]gamma ray burst [2]gaslagen, allmänna [24]generator [1]genomskinlighet [18]genteknik [2]geodesi/gravimetri [2]geostationär satellit [8]gitter [5]g-krafter [18]glasögon [2]gluoner [7]glödlampa [23]gnistkammare [1]golfboll [15]GPS [3]gravitation [7]gravitationslins [5]gravitationsvågor [19]gravity assist [2]gregorianska kalendern [1]grundämnen, bildandet av [5]grundämnen, förekomst [4]gränshastighet [4]gunga [4]gyroskop [1]halofenomen [2]halogenlampa [3]halveringstid/sönderfallskonstant [5]harmonisk svängning [4]Heisenbergs obestämdhetsrelation [12]helikopter [5]higgspartikeln [10]Hiroshima/Nagasaki [4]hologram [5]HR-diagram [3]Huygens princip [3]hyperfinstruktur [1]hägring [4]händelsehorisont [4]hävstång [5]hörsel [10]Illustrerad Vetenskap [17]impedans [3]induktans [6]induktion [13]inertialsystem [6]inflation [7]infraljud [7]interferens [14]Internationella rymdstationen [6]iskristaller [5]istider [8]joniserande strålning [4]jordens atmosfär [12]jordens inre [14]jordens magnetfält [22]jordens rotation [22]kall fusion [8]kaos [3]kapillärkraft [12]kastparabel [10]Keplers lagar [14]Kirchhoffs strålningslag [4]klimat [11]knäppande aluminiumfolie [2]kokande vatten [17]kokpunkts/fryspunkts förändring [14]kol [3]kol-14 metoden [4]koldioxidcykeln [6]kollisionssäkerhet [1]komet [14]kosmisk bakgrundsstrålning [19]kosmisk strålning [5]kosmologi [33]kraft [12]kraftledning [7]kraftverkningar [9]kursplan [3]kvantmekanik [30]kvark [12]kvasar [4]kylning [7]kärndata [3]kärnenergi [19]kärnfysik [2]kärnkrafter [7]kärnkraftsavfall [11]kärnreaktion [5]kärnvapen [16]Lagrange-punkt [2]latitud/longitud [1]lins [11]liv i universum [9]livets uppkomst [1]ljud [11]ljud, interferens [7]ljud, resonans [19]ljudbang [3]ljudhastigheten [21]ljusbrytning [26]ljushastigheten [24]ljusreflektion [18]lorentztransformation [2]luftmotstånd [11]lufttryck [23]luminiscens [5]lutande plan [15]lysdiod [14]lysrör [10]lågenergilampa [13]längdkontraktion [6]magnetisk monopol [4]magnetism [52]magnetron [1]Mars [12]massa, trög/tung [4]massa-energi [1]massa-kraft [1]massbestämning [2]mass-luminositetsrelation [2]matematik i fysik [6]matematik, skriva [2]materia [6]Maxwells ekvationer [3]metabolism [3]metall, smältpunkt [3]meteorit [21]mikrovågsugn [25]Milankovitch cykler [3]mobiltelefon, strålning från [6]monstervåg [4]Monte Carlo-metoder [1]Mpemba-effekten [2]MRI [5]musikinstrument [19]månens bana [14]månens synbara storlek [1]månfärder [7]mörk energi [6]mörk materia [17]nanoteknik [6]Nationalencyklopedin [1]naturkonstant [7]naturlig radioaktivitet [3]nebulosa [13]NEO [10]neutrino [19]neutron [4]neutronstjärna [11]Newtons gravitationslag [12]Newtons rörelselagar [21]Newtons vagga [2]norrsken [7]nova [1]nyheter [11]Olbers paradox [2]orgelpipa [4]osmos [8]parallaxmetoden [4]parapsykologi [6]parbildning [7]Pascals lag [5]pauliprincipen [10]pendel, konisk [2]pendel, plan [9]PET [1]Plancks strålningslag [6]planet [17]planeters atmosfär [4]planeters form [3]plastfolie [1]polarisation [7]polaroidglasögon [3]potential/potentiell energi [30]prisma [1]projektarbete [1]pseudovetenskap [11]QED [7]radioaktiv datering [7]radioaktivitet, sönderfallskedja [7]radioaktivt sönderfall [38]radioteleskop [1]radon [4]raketekvationen [2]raketmotor [8]regn [1]regnbåge [6]relativistiskt massberoende [4]relativitetsteorin, allmänna [33]relativitetsteorin, speciella [45]religion [3]resistans [15]resistansförluster [2]resonans [5]richterskalan [2]ringklocka [5]rymddräkt [5]rymdfärder [23]rödförskjutning [7]röntgenrör [3]rörelseenergi [14]rörelsemängd [15]rörelsemängdsmoment [14]satellitbana [15]Saturnus´ ringar [6]schrödingerekvationen [4]Schrödingers katt [2]science fiction [6]segling [5]serie- och parallellkoppling [19]SETI [1]shareware [1]SI-enheter [6]skruvad boll [10]skymning [1]slumptal [1]SN 1987A [4]solaktivitet [2]solarkonstanten [6]solcell [7]solen [5]solen, avstånd till [1]solenergi [14]solens energiproduktion [9]solens utveckling [4]solförmörkelse [3]solsystemet [8]solsystemet, avstånd och rörelse [3]solsystemets bildande [12]specifik värmekapacitet [25]spegel [10]spektrum [11]standardmodellen [24]statisk elektricitet [12]stearinljuslåga [16]stjärna [4]stjärnhimlen [12]stjärnors utveckling [15]stroboskopeffekt [3]strålning, faror med [26]strålning, in-/ut- [6]strängteori [7]strömning [1]supernova [13]supertunga grundämnen [1]supraledning [7]svart hål [51]synvilla [6]sönderfallskonstant [5]teleskop [10]temperatur/temperaturskalor [17]temperaturstrålning [29]termodynamik [17]termometer [8]termos [3]Three Mile Island [3]tid [10]tidsdilatation [6]tidsekvation [4]tidvatten [15]tjerenkovstrålning [2]Tjernobyl [12]totalreflektion [9]transformator [6]transmutation av kärnavfall [2]trefas [3]trippelpunkt [2]tröghetsmoment [9]tsunami [5]tunneleffekt [3]TV [9]tvillingparadoxen [5]tyngdaccelerationen [16]tyngdlöshet [13]ultraljud [9]universums expansion [16]uppvärmning av bostäder [2]utvidgning [8]UV-ljus [13]vakuum [9]vatten/is [49]vattenkraft [7]vattenpump [2]vattenånga [2]Venus [11]verkningsgrad [26]vetenskaplig metod [18]Wikipedia [5]WIMPs [3]vindavkylning [4]vindenergi [12]Vintergatan [6]vridmoment [7]vulkanism [5]våg/partikelegenskaper [8]vågenergi [3]vågfunktion [2]värmemängd [3]värmepump/kylskåp [8]värmeöverföring/transport [46]väteatomen [2]vätskedroppsmodellen [5]växthuseffekten [36]ytspänning [18]årstider [4]ögat [18] (Enda villkor)
Definition:	(transmissions)mediumabsoluta nollpunktenabsorptionsspektraaccelerationackommodationackretionsskivaadiabatisk processaerodynamic heatingaerosolaggregationstillståndakustisk impedansallmänna gaslagenampereamperetimmeannihilationantigravitationantimateriaantropiska principenarbetearkimedes principasteroidasteroidbältetastigmatismastrobiologiastronomisk enhetatommassaatomnummeravogadros talbandspektrabatteribenhams snurrabergvärmebernoullis ekvationbetasönderfallbig bangbindningsenergibindningsenergibioluminiscensboltzmanns konstantbose–einstein-kondensatbrewstervinkelnbrownsk rörelsebrytningsindexbrännpunktbubbelkammarecarnotprocesscentrifugalkraftcentripetalkraftcirkumpolära stjärnorcitronbattericorioliskraftencurietemperaturendarwins evolutionsteoride broglie våglängdendecibeldeltonden kosmologiska principendensitetdielektrisk polarisationdielektriskt materialdiffus reflektiondiffusiondigitalkameradimensiondioptridiskret spektrumdispersiondopplereffektdotternukliddulong-petits lage=mc2ekliptikanekoekvivalensprincipenelasticitetelastisk energieldelektrisk dipolelektrisk laddningelektrisk spänningelektrisk strömelektriska fältstyrkanelektroluminiscenselektromagnetisk strålningelektroninfångningelektronskalelementarladdningenelementarpartiklaremissionsnebulosaemissionsspektraemsendoterm reaktionenergienergikällaenergiomvandlingenergipincipenenergipotentialentropi (makroskopisk definition)entropi (mikroskopisk definition)evighetsmaskinexciterade tillståndexoplanetexoterm reaktionextremofilerfallrörelsefaradays burfasdiagramfermats principferminivånferromagnetismfissionfjärde generationens reaktorfluidfluorescensflygplansvingeflykthastighetenfokalpunktfokusfosforescensfossila bränslenfotokromismfotomotståndfotonfotosfärenfotosyntesfouriers lagfraktalfranck-hertz försökfriktionfriktionskoefficientfritt fallfukushimafundamentala naturkrafternafusionfysikfysikaliska modellerfysiologifärgfärgblindhetfärgseendefönybara bränslenförnybara energikällorgaiagalaxgammastrålninggaskonstantengeneratorgeostationär satellitgeotermisk energiglobal uppvärmninggluonerglödlampagravitationgravitationengravitationskonstantengravitationsvågorgrundläggande fysikgrundtillståndetgrundtongrundämnegrå starrgränshastighetgula fläckenhalleffekthalogenlampahalveringstidhastighethawkingstrålningheisenbergs obestämdhetsrelationhertzsprung-russell diagramhiggspartikelnhookes laghornhinnanhubble ultra deep fieldhuygens principhydrostatiska paradoxenhägringhändelsehorisontenhästkrafthävstångicke-joniserande strålningideal gasimpedansinduktansinduktioninertialsysteminflationinfraljudinfraröd strålninginklinationinre konversioninre resistansinterferensinverterad populationisomerisospinnisoterm processisotoperjondriftjoniserande strålningjordfelsbrytarekalibreringkall fusionkalorikapacitanskapillärkraftenkastparabelkedjereaktionkemisk bindningkemisk bindningkemisk reaktionkemoluminiscenskeplers andra lagkeplers första lagkeplers tredje lagkilogramkirchhoffs lagkirchhoffs strålningslagkiselklassisk fysikklorofyllkokarreaktorkokpunktkolkornsmikrofonkometkomplementfärgkondensatorkonduktanskonservativ kraftkonserveringslagkontinuerligt spektrumkonvektionkoronankorrespondesprincipenkosmiska bakgrundsstrålningenkosmologikosmologiska rödskiftetkosmologiska standarmodellenkraftkristallkritisk densitetkritisk massakromosfärenkuiperbältetkundts rörkvantdatorkvantmekanikkvantmekanisk sammanflätningkvarkkvark-gluon plasmakvartskvasarkvasipartiklarkärnkrafterkärnreaktionkärnreaktorerkärnvapenlagrange-punkternalaserlenz lagleptonlila linjespektralivljudljusljusabsorptionljusbrytningljushastighetenljuskällorljusutbyteljusårlongitudinell våglorentzkraftenluftmotståndluminiscenslutande planlysdiodlysrörlågenergilampalägesenergilängdkontraktionmachomagnetismmagnuseffektenmarkradarmarkvärmemaskhålmassamasscentrummassdefektmassenhetmassexcessmasstalmateriamaxwell–boltzmannfördelningenmaxwells ekvationermedelvärdetmegaton tntmeissnereffektenmekanikens gyllene regelmerkurius periheliumprecessionmetafysikmetallbindningmetalldetektormetallicitetmeteormeteoritmeteoroidmilankovitch cyklermodern fysikmodernuklidmolmolekylmultiversummymetallmånemätfelmörk energimörk materiamörk nebulosamössbauer-effektennanometertekniknanopartikelnanotekniknationalencyklopedinnaturvetenskapnavigeringneoneutrinoneutrinooscillationerneutroninducerad fissionneutronstjärnanewtonnewtonringarnewtons andra lagnewtons avsvalningslagnewtons första lag (tröghetslagen)newtons gravitationslagnewtons tredje lagnobelpris i fysik 1925nobelpris i fysik 1993nobelpris i fysik 2015nobelpris i fysik 2017nobelpris i fysik 2020normalkraftennorrskennuklidnuklidkartanutida fysiknärsynthetockhams rakknivohms lagoorts kometmolnoregelbunden galaxosmosparapsykologiparbildningpascals princippauliprincipenperiodiska systemetplanck timeplancks strålningslagplanetplanetarisk nebulosaplasmaplasmaplasmaplasticitetpn-övergångpolarisationpolspänningpolär jetstrålepotentialproton-protonkedjanpseudovetenskapqcdqedradiative forcingradioaktivitetradioluminiscensraketekvationenrayleigh-spridningreaktansreflektionreflektionsnebulosarefraktionregnbågerelativ luftfuktighetrelativistisk energirelativistisk jetresistansresistivitetresistivitetresonansroche-gränsenrullmotståndrussells tekannarödförskjutningrörelseenergirörelsemängdrörelsemängdsmomentschwarzschildradiensekulär jämviktsekundsfärisk aberrationsi-enheternasingularitetsi-prefixsi-systemetsjälvinduktansskalärproduktskottsekundslipstreamslumpvisa mätfelsmältvärmesnells lagsolarkonstantensolcellersolenergisolens centrumsolförmörkelsesolkraftverksolvindsolvärmespallationspecifik värmekapacitetspektroskopispektrumspinnspontan fissionstandardavvikelsenstandardmodellenstatisk elektricitetstefan–boltzmanns lagstimulerad emissionstjärnastjärnbildstorhetstrålningstrålningstråloptiksträngteorinstående vågstämgaffelsublimationsupermassiva svarta hålsupernovasupertungt grundämnesuprafluiditetsupraledningsvart hålsvartkroppsvänghjulsystematiska mätfelsåpbubblasäkringsönderfallskedjasönderfallskonstantentemperaturtemperaturspektrumtemperaturstrålningtensortermodynamiktermodynamikens andra huvudsatstermodynamikens första huvudsatsthree mile islandtidtidens riktningtidsdilatationtidsekvationentidvattentidvattenkraftertillämpad fysiktjerenkovstrålningtjernobyltotalreflektiontransformatortransistortransparenstriboelektrisk effekttrippelpunktentrycktryckvattenreaktortröga massantröghettröghetsmomenttunga massantvillingparadoxentyngdtyngdaccelerationtyngdlöshettyngdpunktentyp ii supernovaufoultraljudultraviolett strålningultraviolettkatastrofenunderkylninguniversums åldervakuumvakuumfluktuationervakuumpolarisationvalenselektronvattenburen värmevattenkraftvattenkraftvattenångavektorerverkningsgradvetenskaplig metodwiens förskjutningslagwikipediaviktwimpvindkraftvintergatanvintergatanvirtuell bildvirtuell bildvit dvärgvoltvridmomentv-t diagramvåglängdenvåg-partikeldualitetvågtalvärmeledningvärmemängdvärmepumpvärmepumpvärmeöverföringvätebindningvätelika jonervätskedroppsmodellenväxthuseffektenytenergiångbildningsvärmeångtryckårstidernaåskaädelgasädelgaserögats linsöratöversynthetövertoner (Enda villkor)

---

Om du inte hittar svaret i databasen eller i

Sök i svenska Wikipedia:

Sök i Nationalencyklopedin

   

Sök med Google

   

- fråga gärna här.