1 dopplereffekt(rörelse till eller från observatören)

2 tidsdilatation för observerat objekt(dess relativa hastighet)

3 gravitationsfält

Är detta riktigt?

Varför säger man att universums expansion är en "orsak" till rödförskjutning? Ordet "expansion" innebär väl att avstånd ökas och detta innebär väl definitionsmässigt rödförskjutning enligt 1. Har funnit att man ofta inte nämner 2 utan anför i stället expansionen som en särskild orsak. Inte pedagogiskt enligt min mening. tacksam för svar
/Oscar P, Danderyd

Svar:
Rödförskjutning är ett fysikaliskt fenomen där elektromagnetisk strålning ökar i våglängd och således minskar i frekvens om strålkällan färdas bort från observatören. Detta innebär, för synligt ljus, en förskjutning mot rött. Det motsatta fenomenet, blåförskjutning, uppstår när strålningskällan färdas mot observatören. (Rödförskjutning )

Tidsdilatation (Tidsdilatation , fråga 20459 ) är ett fenomen från den speciella relativitetsteorin och har inget direkt med rödförskjutning att göra. Punkt 2 bör alltså bytas ut med universums expansion. Dock finns punkt 2 i den svenska artikeln om rödförskjutning Wikipedia: Rödförskjutning . Den engelska versionen Redshift är (som oftast) bättre:

There are three main causes of redshifts in astronomy and cosmology:

1 Objects move apart (or closer together) in space. This is an example of the Doppler effect.

2 Space itself expanding, causing objects to become separated without changing their positions in space. This is known as cosmological redshift. All sufficiently distant light sources (generally more than a few million light years away) show redshift corresponding to the rate of increase in their distance from Earth, known as Hubble's Law.

3 Gravitational redshift is a relativistic effect observed due to strong gravitational fields, which distort spacetime and exert a force on light and other particles.

Se fråga 16989 om gravitationell rödförskjutning.

Se fråga 20611 och 19272 om kosmologisk rödförskjutning.
/Peter E

Nyckelord: rödförskjutning [7]; universums expansion [16]; dopplereffekt (ljus) [3];

Låt oss säga att jorden hade bildats exakt samtidigt som Big Bang. Låt oss också säga att jorden då sänt ut ljus som var lika starkt som en ljusstark stjärna. Hade vi då nu kunnat se jorden om vi hade haft ett tillräckligt starkt teleskop? Motivera gärna.

Hälsningar Göran Jönsson
/Göran J, Ängelholm

Svar:
Om vi bortser från problem med jordens ålder torde det inte vara möjligt att "se sig själv i nacken". Om universum har positiv krökning (som ett klot eller en torus) skulle en ljusstråle kunna komma tillbaka till utgångspunkten. Observationer tyder emellertid på att universum är plant, se fråga 18978 . Om man även tar den accelererande expansionen i betraktande, så är universum sannolikt för stort för att ljusstrålen skulle nå fram.

Se vidare den utmärkta artikeln i länk 1.
/Peter E

Nyckelord: universums expansion [16];

1 https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2016/08/10/could-you-travel-in-a-straight-line-in-space-and-return-to-earth/#77fe09842519
2 http://www.alltomvetenskap.se/nyheter/hur-gammalt-ar-universum

Svar:
Gravitationellt bundna system deltar inte i expansionen. Det betyder att system upp till nivån galaxhopar inte deltar i expansionen. Nedanstående figur från fråga 19191 visar universums storskaliga struktur. Mörk och normal materia samlas i trådformiga strukturer med tomrum (voids) emellan. Om trådstrukturen skulle expandera skulle den snart försvinna. I stället ser vi från mätningar av den kosmiska bakgrundsstrålningen (705 ) att kontrasten mellan täta och mindre täta områden har ökat med tiden.

Se även Metric_expansion_of_space#Effects_of_expansion_on_small_scales , länk 1 och länk2.

Nyckelord: universums expansion [16];

1 http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/GR/expanding_universe.html
2 https://physics.stackexchange.com/questions/186128/what-is-the-implication-of-an-expanding-universe-on-a-small-scale

Svar:
Nja, eftersom man pga universums ändliga ålder inte kan observera så långt som krävs är överljushasighet inte så relevant, se fråga 18011 . Om universum sväller som en russinbulle kommer hastigheten mellan två russin vara proportionellt mot avståndet mellan russinen. Hastigheten kommer då att överstiga ljushastigheten om russinen är tillräckligt lång ifrån varandra.
/Peter E

Nyckelord: universums expansion [16];

1 http://www.space.com/33306-how-does-the-universe-expand-faster-than-light.html

Ursprunglig fråga:
Att studera supernovor på olika avstånd i rymden har lett till att man kan med stor sannolikhet anta att rymden expanderar accelererande. Nobel pris i fysik 2011. Att rymden expanderar kunde Lemaître/Hubble redan i slutet av 1920-talet konstatera genom att studera avlägsna galaxer och dess rödförskjutning.

Vad som sägs är att avlägsna objekt rör sig fortare från oss än de som är närmare.

Men de objekt som är avlägsnast, med störst hastighet från oss, har dess ljus rört sig mot oss i drygt 13 miljarder år. Det är väl med andra ord hur de rörde sig då för 13 miljarder år sedan.

Hur kan man dra slutsatser om vad som händer med dess rörelse idag?
/Stefan H, Trollhättan

Svar:
Man jämför nuvarande expansion (från närbelägna objekt) med tidigare expansion (från avlägsna objekt). Då finner man att den tidigare expansionen var mindre. Expansionen måste alltså ha accelererat.

Se nedanstående figur från fråga 20080 . Punkterna är mätningar av rödförskjutningen (från uppmätt och icke förskjuten våglängd) och magnitud (ljusstyrka) hos typ Ia supernovor.

Rödförskjutningsparametern z ges av

z = (l_obs-l₀)/l₀

(Se Rödförskjutning ).

Den nedre horisontella skalan är universums skalfaktor a(t) (se Scale_factor_(cosmology) )

a(t) = 1/(1+z) nutid a(t₀) = 1, big bang a(0) = 0

där t₀ = 13.799+-0.021 Gyr.

Linjerna i figuren är vad big bang modeller förutser för olika antaganden. Andra observationer indikerar att universum har kritisk densitet.

Universum utvidgar sig men gravitationskrafterna bromsar utvidgningen. Om inget annat fanns som styrde utvidgningen av universum än den kända materian och gravitationen skulle den framtida utvecklingen helt bero på universums masstäthet. Man talar om en kritisk densitet som motsvarar knappt sex väteatomer per kubikmeter.

Kritisk densitet utan extra acceleration ger alltså en avtagande expansion asymptotiskt mot noll. Den röda linjen stämmer uppenbarligen dåligt med uppmätta supernovadata. Vid z=0.6 är supernovorna betydligt svagare (högre magnitud) än vad den röda linjen ger. Det betyder att de är längre bort, dvs att universum expanderat snabbare än vad modellen ger. Det måste alltså till en accelererade kraft, kallad mörk energi, för att reproducera uppmätta data - blå heldragen linje.

Se även Accelerating_expansion_of_the_universe#Supernova_observation .

Nyckelord: universums expansion [16]; rödförskjutning [7]; big bang [37];

Ursprunglig fråga:
Hej jag behöver hjälp med att begripa detta med universums accelererande expansion. Vad jag kan läsa mig till så säger man att supernovor på längre avstånd rör sig fortare än dom på närmare håll och att det säger oss att expansionen accelererar. I min amatör skalle så blir det dock raka motsatsen. Supernovor på längre avstånd ser vi ju längre tillbaka i tid och då får jag det till att dom rör sig långsammare ju närmare nutid vi kommer och att accelerationen således avtar med tiden. Jag tvivlar inte en sekund på att jag har missuppfattat detta, men det skulle vara mycket intressant att veta hur.
/Anders Å, Kode

Svar:
Nedanstående figur (från länk 1 -- en liknade figur finns i fråga 7258 ) är den mest direkta indikationen för den ökande expansionen. Jag tror att ditt problem är sättet att plotta data - jag hade nog hellre bytt x- och y-axlarna.

Du kan resonera så här: För ökande avstånd, dvs ökande magnitud (y-axeln, från typ Ia supernovor) ökar rödförskjutningen (x-axeln) långsammare än den prickade linjen som avser fri expansion (heldragen linje, ett tomt universum med W=0). Avståndet (universums skalfaktor) är kopplad till tiden. Den heldragna grå linjen är bästa anpassningen till data. Den heldragna röda linjen är för kritisk densitet (vilket andra mätningar kräver, se länk 2) och utan acceleration.

Man kan alltså se att expansionshastigheten var lägre när universum var yngre. Avvikelsen växer alltså med ökande avstånd vilket tyder på acceleration hos expansionen.

Nyckelord: universums expansion [16]; nyheter [11];

1 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/univacc.html
2 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/denpar.html#c1

Svar:
Om man betraktar våglängdsökningen som en hastighetseffekt (dopplerförskjutning) kan man resonera som i fråga 15347 och då är det inget problem eftersom olika inertialsystem ger olika energi.

Om man vill resonera utgående från det mer korrekta kosmologiska rödskiftet, se Redshift#Redshift_formulae , blir det lite mer komplicerat. Då ser man ökningen i våglängd så att fotonerna som färdas från ett avlägset objekt "dras med" i universums expansion, se figuren nedan från länk 1.

Här är ett utdrag från länk 2 som väl knappast reder ut begreppen vad gäller energins bevarande, men man är förvirrad på en högre nivå!

Expansion of the universe leading to cosmological redshift

The Cosmic Background Radiation (CBR) has red-shifted over billions of years. Each photon gets redder and redder. What happens to this energy? Cosmologists model the expanding universe with Friedmann-Robertson-Walker (FRW) spacetimes. (The familiar "expanding balloon speckled with galaxies" belongs to this class of models.) The FRW spacetimes are neither static nor asymptotically flat. Those who harbor no qualms about pseudo-tensors will say that radiant energy becomes gravitational energy. Others will say that the energy is simply lost.

Nyckelord: rödförskjutning [7]; universums expansion [16];

1 http://www.fas.org/irp/imint/docs/rst/Sect20/A9.html
2 http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/GR/energy_gr.html

Svar:
Originalartikeln finns under länk 1.

Avståndet 30 miljarder ljusår är något som kallas Comoving distance, se Comoving_distance . Begreppet är inte helt lätt att förstå, men låt oss säga att det är avståndet i dag som vi skulle mäta med ett måttband om vi inte behöver ta hänsyn till den ändliga ljushastigheten. Sedan ljuset sändes ut från galaxen har den ju rört sig längre bort på grund av universums expansion.

Under länk 2 finns en kalkylator för att transformera rödförskjutning z till andra mått. Om vi skriver in z=7.51 och klickar på Flat får vi följande resultat (något förkortat):

For Ho = 71, OmegaM = 0.270, Omegavac = 0.730, z = 7.510

 • It is now 13.665 Gyr since the Big Bang.
 • The age at redshift z was 0.709 Gyr.
 • The light travel time was 12.957 Gyr.
 • The comoving radial distance, which goes into Hubble's law, is 8991.0 Mpc or 29.324 Gly.

1 Gly = 1,000,000,000 light years or 9.461*10²⁶ cm.
1 Gyr = 1,000,000,000 years.
1 Mpc = 1,000,000 parsecs = 3.08568*10²⁴ cm, or 3,261,566 light years.

Galaxens nuvarande avstånd är alltså nästan 30 miljarder ljusår. Jag tycker att åldern vid en viss rödförskjutning, i detta fall 709 miljoner år, är ett mer användbart mått.

Bilden nedan visar en simulering av universums storskaliga struktur: "The evolution of the universe is based on the idea of gravitational instability, whereby initial tiny fluctuations in the density of the Universe grew under the influence of gravity to form the large-scale gravitational structures we see around us today."
http://bolo.berkeley.edu/polarbear/?q=science

Nyckelord: kosmologi [33]; universums expansion [16]; *verktyg [15];

1 http://www.nature.com/nature/journal/v502/n7472/full/nature12657.html
2 http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html

Ursprunglig fråga:
Läsandes "A universe from nothing" av Lawrence M Krauss är det en sak jag inte begriper. Det kan ha att göra med bristfälliga engelska- eller fysikkunskaper, men jag skulle väldigt gärna vilja förstå detta då jag finner det spännande.

I bokens tredje kapitel redogör han för hur man i slutet av 1990-talet med hjälp av en (eller flera?) ballong över antarktis gjorde mätningar av bakgrundsstrålningen i ett projekt som gick under benämningen BOOMERANG. Enligt författaren kan man ur denna data, samt faktumet att universum var 300000 år gammalt då strålningen sändes ut och inget då kunde ha förflyttat sig längre än just 300000 ljusår dra slutsats huruvida universums form är öppet, slutet eller plant, via någon slags vinklar. Resultatet blev tydligen det sistnämnda. Tyvärr förstår jag inte och skulle vilja ha det beskrivet på svenska.
/Niklas A, Ystad

Svar:
Boken finns även utmärkt översatt till svenska: Ett universum ur ingenting, Fri Tanke förlag. Se Lawrence_M._Krauss för information om författaren och A_Universe_from_Nothing:_Why_There_is_Something_Rather_than_Nothing om boken.

Nu är det kanske inte engelskan som är problemet. Det här handlar om mycket kompexa och anti-intuitiva saker. Men jag skall göra ett försök till förklaring så långt jag begripit det.

Boken behandlar kosmologi, dvs hur universum skapats och utvecklats och dess storskaliga struktur. Låt oss börja med att diskutera bokens titel. Hur kan universum uppstå från ingenting? Universum innehåller ju bevisligen energi i form av materia och strålning. Gäller inte lagen om energins bevarande?

Jodå, den gäller men energi påverkas av gravitation. Kroppar som befinner sig i ett gravitationsfält har viloenergi (E=mc²), rörelseenergi och potentiell energi. Om en kropp är bunden i gravitationsfältet (som månen av jordens) så är den potentiella energin negativ. Man kan alltså skapa materia och strålning genom att den potentiella energin blir mer negativ. Detta är inte alls konstigt, det sker när en atom sänder ut ljus (där är kraften den elektromagnetiska) och vid betasönderfall då en elektron skapas.

Den teoretiskt vackraste (och enklaste) modellen av universum är enligt Krauss ett plant (till skillnad från krökt) universum med totala energin noll. Vad menar vi med ett krökt universum? I tre dimensioner är det svårt att föreställa sig ett krökt rum, så låt oss betrakta två dimensioner, se bilden i fråga 13849 . I ett plan förblir parallella linjer parallella, i ett positivt krökt plan (klot) går linjerna ihop, och i ett negativt krökt plan (sadel) går de isär.

Hur kan man då bestämma krökningen hos vårt universum? Indirekt kan man göra det genom att bestämma universums densitet. Gravitationen kommer beroende på densiteten att bromsa upp universums expansion mer eller mindre. Om densiteten är låg har vi negativ krökning och expansionen fortsätter, om densiteten är hög har vi positiv krökning och universum kommer med tiden att kontrahera. I läget mellan dessa när expansionen går asymptotiskt mot noll har vi det föredragna plana universum.

Tyvärr hittar vi inte tillräckligt med materia för att göra universum plant, även om vi förutom stjärnor och gas tar med den mystiska mörka materien som vi vet finns men som vi inte vet vad den är.

Kan vi bestämma universums krökning på något annat sätt? Ja, det kan vi på ett mycket direkt sätt genom att observera den kosmiska bakgrundsstrålningen, se fråga 705 . Bakgrundsstrålningens temperatur varierar mycket lite men mätbart i olika riktningar, se den ovala bilden nedan som visar temperaturen i alla riktningar. Blått är kallare och gult/rött varmare. Kallt kan även tolkas som lägre densitet och varmt som högre. Genom att bestämma hur kornig strukturen är kan man bestämma krökningen.

Den översta figuren nedan visar oss och en bubbla med lite högre densitet vid tiden 300000 år efter Big Bang då universum blev genomskinligt genom att den elektromagnetiska strålningen frikopplades från materien. Vi ser alltså bakgrundsstrålningen som en "vägg" av strålning på 14.4 miljarder ljusårs avstånd. Om vi korrigerar för universums expansion - en faktor tusen - blir avståndet till bubblan 13.4*10⁹/1000 = 13.4*10⁶ ljusår. Vinkeln som bubblan upptar blir

300000/(13.4*10⁶) = 0.022 radianer = 0.022*180/p = 1.3^o

I den nedre figuren visas fördelningen av bubbelstorleken (skalan i grader längst upp). Vi ser att maximum av fördelningen är vid c:a 1^o, och större bubblor blir snabbt färre. Kan man förstå detta? Ja, det är helt enkelt så att om en bubbla är större än 300000 ljusår (vilket motsvarar 1.3^o) så "vet" den inte att den är en bubbla eftersom gravitationen förmedlas med ljushastigheten. Större bubblor har alltså vid denna tidpunkt ingen tendens att kontrahera och skapa bubblor med högre densitet.

Hittills har vi räknat med ett plant universum. Vad händer om universum är krökt? Det kan vi se i den andra figuren uppifrån. I ett slutet universum konvergerar ljusstrålarna (streckade linjer) så man skulle uppfatta bubblan som mycket större än vad den är. I ett öppet universum divergerar strålarna, så bubblan uppfattas som mindre. Observationerna visar klart att ett plant universum är mest sannolikt - precis som teoretikerna ville ha det! (Dom brukar få som dom vill !)

Områden med lite högre densitet (gula/röda i bilden nedan) behövs för att man skall kunna förstå hur materialet till galaxbildning kunde dra sig samman - en helt likformig densitet hade inte givit upphov till någon kontraktion och därmed inga galaxhopar. Man tror att ojämnheterna i densitet uppkommit mycket tidigt efter Big Bang genom kvantmekaniska så kallade vakuumfluktuationer.

Se vidare Kosmisk_bakgrundsstrålning .

Nedan finns en föreläsning av Krauss. Denna föreläsning var ursprunget till boken.

Föreläsningen har försvunnit, men det finns ett par här:
https://www.goodreads.com/videos/list_author/1410.Lawrence_M_Krauss

Det faktum att materia (normal och mörk) nu förekommer i samma storleksordning som mörk energi gör att vi kan observera galaxer och den kosmiska bakgrundsstrålningen. Från detta kan vi dra slutsatser om Big Bang och om hur universum är uppbyggt. Låt oss avsluta med att citera Krauss:

"We live in a very special time: the only time when we can observationally verify that we live at a very special time!"

Länk 1 är till WMAP, den hittills bästa proben (från NASA) för den kosmiska bakgrundsstrålningen. Länk 2 är till Planck, nästa generation prob från European Space Agency (ESA). Data från Planck (mycket bättre an WMAP data) kommer att publiceras i mars 2013. /*fa*

Nyckelord: kosmologi [33]; kosmisk bakgrundsstrålning [19]; big bang [37]; universums expansion [16]; potential/potentiell energi [30];

1 http://map.gsfc.nasa.gov/
2 http://www.rssd.esa.int/index.php?project=PLANCK

Hur hög är expansionshastigheten i universums utkant (partikelhorisonten) räknat i km per sekund? Med universums utkant utgår jag från att man menar så långt bort som vi kan detektera objekt som en gång har utsänt ljus?
/Ellinor H, Stockholms universitet, Stockholm

Svar:
Ellinor! Ålder har ingen betydelse så länge frågan är intressant.

Det som är längst bort (och äldst) observerat är den kosmiska bakgrundsstrålningen som har ett rödskift på 1089. Skalfaktorn har sedan den elektromagnetiska strålningen frikopplades från materien (379000 år efter big bang) ökat med faktorn 1089 och temperaturen har minsskat med samma faktor från c:a 3000 K till 3 K.

Sambandet mellan rödskift z och hastighet v är

(1+z) = sqrt((1+v/c)/(1-v/c))

(1+z)² = (1+v/c)/(1-v/c)

(1+z)²/(1+(1+z)²) = (1+v/c)/2

dvs

v/c = 2*(1+1089)²/(1+(1+1089)²) - 1 = 0.9999983

alltså 99.99983% av ljushastigheten.

Frikopplingen av fotoner och materien är det äldsta som kan observeras med fotoner eftersom växelverkan med fria elektroner fungerar som en barriär för fotoner.

Se vidare Redshift#Highest_redshifts .
/Peter E

Nyckelord: kosmisk bakgrundsstrålning [19]; universums expansion [16];

Ursprunglig fråga:
Universum expanderar och har ingen mitt eller någon yttre gräns, innebär detta att universeum expanderar i en hastighet över ljusets hastighet?

Tack på förhand!
/Anna L, Birger sjöbergsgymnasiet, Vänersborg

Svar:
Hej Anna! Vi kan bara observera den del av universum som ligger på ett avstånd upp till avståndet motsvarande universums ålder, dvs 13.7 miljarder ljusår.

Vårt synliga universum är då en bubbla - i nedanstående bild den gula bubblan markerad "us". De andra bubblorna är då i någon mening inte reella eftersom de är utanför vår horisont och vi kommer aldrig att kunna kommunicera med dem. Observera alltså att HELA rymden expanderar- även avståndet mellan bubblorna. Detta betyder att två bubblor som inte är i kontakt med varandra vid en viss tidpunkt aldrig kommer att bli det!

Inom en bubbla kan alltså expansionshastigheten inte överskrida ljushastigheten. Mellan bubblorna som aldrig är i kontakt med varandra kan man tycka att ljushastigheten överskrids, men eftersom det inte kan observeras saknar det mening. Det är som att fråga sig vad hände före big bang (då även tiden skapades) eller vad är söder om sydpolen?

Sedan skall vi även skilja på expansion och rörelse. Einsteins maxhastighet ljushastigheten c gäller relativ rörelse hos två objekt. När vi säger att ett objekt rör sig menar vi dess positionsändring i förhållande till rymd-tiden. Ljushastigheten är bara en begränsning för ett objekt som befinner sig i rymd-tiden, inte för rymd-tiden själv. Se vidare länk 1.

Tillägg 17/1/12:

Man kan även fråga: hur kan universum expandera om det redan är oändligt stort?

Ja, universum kan vara oändligt och ändå expandera eftersom det har en begränsad ålder. Vi kan då bara observera vår egen bubbla med en radie av 13.7 miljarder ljusår. Vad som sker i övriga universum (de andra bubblorna) vet vi ingenting om.

Ett annat sätt att uttrycka det är att om universum är oändligt finns det ingen gräns mot något annat. Universum kan alltså expandera utan att så att säga expandera in i någonting eftersom det inte finns någon gräns. Se vidare länk 2.

Man kan även tänka sig att universum är ändligt men obegränsat. En tvådimensionell analogi är en ballong som blåses upp. Varelserna på ballongens yta ser bara två dimensioner, låt oss kalla dem N-S och Ö-V. Om en varelse rör sig t.ex. i riktning N så kommer den aldrig att träffa på en gräns utan kommer i stället tillbaka till utgångspunkten. Varelsen skulle inte ha någon uppfattning om vad som finns inne i ballongen.

Se även fråga 13242 .

Nyckelord: universums expansion [16];

1 http://scienceline.org/2007/07/ask-romero-speedoflight/
2 http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274

Svar:
Thomas! Gravitationellt bundna objekt som solsystemet, galaxer och galaxhopar expanderar inte. Ja, kollisionen med Andromedagalaxen skulle märkas även om sannolikheten för direkta kollisioner mellan stjärnor är mycket låg. Stjärnornas banor skulle störas och gasmoln skulle kollidera med hög hastighet.

Nedanstående bild är ett exempel på vad som händer när galaxer kolliderar. Se Colliding_galaxies och Andromeda-Milky_Way_collision . Observera att det är inte säkert att Andomedagalaxen kolliderar med vintergatan eftersom den transversa (sidledes) hastigheten inte kan mätas.

Nyckelord: universums expansion [16]; galax [28];

Min fråga är: Varför strök Einstein den kosmologiska konstanten ur sina beräkningar? Om Galaxerna rör sig från varandra och dessutom fortare ju längre från varandra de kommer måste något annat än bara gravitationen påverka materian.
/Ellinor C, Tranängsskolan, Limmared

Svar:
Ellinor! Allt du säger är korrekt. Det enda är att Einstein när han gav upp den kosmologiska konstanten bara visste - från Hubbles rödförskjutning - att universum expanderade. Han behövde alltså inte någon repulsion som gav ett statiskt universum. Om väl expansionen satts igång (vid big bang) så fortsätter den i stort sett obehindrat om bara universums densitet är tillräckligt låg.

I dag har vi data som antyder att expansionen accelererar, se figuren i fråga 7258 nedan. Effekten syns bara på mycket stora avstånd - mycket större än de som Hubbles data omfattar. Denna acceleration kräver en kraft, och det är för att förklara denna repulsiva kraft som den kosmologiska konstanten har återinförts.
/Peter E

Se även fråga 7258

Nyckelord: universums expansion [16];

Svar:
Jonna! "Varför" universum expanderar är inte lätt att svara på, än i meningen att expansionen tycks vara en naturlig följd av hur Universums "såg ut" precis efter Big Bang och de fysikaliska lagar som dominerade över det.

Det finns flera olika "bevis" för att universum expanderar, bl.a. de som du nämner: galaxers rödförskjutning (som via Hubbles lag visar att de avlägsnar sig från oss och varandra med med en hastighet som är proportionell mot avståndet) och det faktum att vi observerar en ju (nästan) konstant kosmisk bakgrundsstrålning med en viss "temperatur".

Bakgrundsstrålningens spektrum är det samma som från en svart kropp med temperaturen 2,7 kelvin, vilket stämmer mycket bra överens med den temperaturfördelning som Universum hade i det ögonblick (ca 300000 år efter Big Bang) då ljus och materia kopplades loss från varandra - bakgrundsstrålningen är alltså ett slags "foto" av hur detta tidiga universum såg ut. Läs mer om detta i svaret till fråga 705! Bilden nedanför är en karta av hur bakgrundsstrålningen varierar beroende på i vilken riktning man tittar. Kartan är baserad på satellitmätningar från WMAP-projektet (länk 1).

Föremål med massa påverkas ju av gravitationen, och man kan lätt föreställa sig att hastigheten med vilken två galaxer avlägsnar sig från varandra påverkas av hur mycket massa de har, och även hur denna massa är fördelad. Samma princip styr naturligtvis också t.ex. hur stjärnorna i en galax rör sig i förhållande till varandra, och även rotationen kring centrum i spiralgalaxer som vår egen. Genom att studera sådana rörelser har man kommit till slutsatsen att det finns en massa mer massa (haha!) än den vi kan "se" - alltså stjärnor och galaxer. Denna osynliga massa har getts namnet mörk materia (dark matter). Mängden och fördelningen av den mörka materien kan alltså påverka Universums expansion.

Lästips: Det finns en massa information om dessa teman i Nationalencyklopedin och naturligtvis även på webben, sök t.ex. på "universum", "kosmologi", "bakgrundsstrålning" och "mörk materia".

NASA har tagit fram en internetbok (på engelska) om astronomiska mättekniker (The Remote Sensing Tutorial ). Kapitel 20 ("Astronomy and Cosmology") ger en jättebra och relativt lättläst sammanfattning av Universums historia, med en massa intressanta bilder på bl.a. rödförskjutning och bakgrundsstrålning. Länk 2 nedan tar dig direkt till avsnittet om "Bevis för Big Bang".

Se även fråga 705

Nyckelord: universums expansion [16]; big bang [37]; kosmologi [33]; mörk materia [17];

1 http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html
2 http://www.fas.org/irp/imint/docs/rst/Sect20/A9.html

Ursprunglig fråga:
Hej! Jag håller på med ett specialarbete om universums ålder, och jag undrar hur de fullständiga beräkningarna för detta ser ut?
/Gustaf J, Gislaveds gymnasium, Gislaved

Svar:
Universums ålder är enligt ett naturvetenskapligt sätt att se, den tid som förflutit sedan big bang. De senaste mätningarna med Planckteleskopet, från 2013, ger vid handen att universum är 13,798±0,037 miljarder år gammalt, enligt standardmodellen för kosmologin, Lambda-CDM-modellen. (Universums_ålder )

Det finns i huvudsak två metoder att bestämma universums ålder: kosmologiska och astrofysikaliska. För en del år sen var det en besvärlig situation. De äldsta stjärnorna tycktes vara 15 miljarder år, medan de kosmologiska beräkningarna gav universums ålder till 10 miljarder år. Idag är diskrepansen i stort sett borta (ungefär 14 miljarder år).

De kosmologiska beräkningarna baseras på universums expansionstakt, som ges av hubblekonstanten (H). Wendy Freedman, en av de främsta specialisterna på området, har skrivit en artikel i Scientific American om saken (mars 1998). I princip är universums ålder proportionell mot 1/H. Fullt så enkelt är det inte. Man måste också veta om H ändras med tiden, och det är modellberoende. Nu pekar två oberoende metoder (baserade på supernovor och den kosmiska mikrovågsstrålnigen) på att expansionen ökar med tiden, och det ger ett högre värde på universums ålder.

Det är inte möjligt här att presentera de fullständiga beräkningarna. Det har skrivits hundratals hyllmeter om saken, men sajterna Chandra will target the age of the Universe och Age of the Universe ger mera information.

Hubbles lag

Edwin Hubble upptäckte i slutet på 1920-talet att galaxerna uppvisade rödförskjutning - ju längre bort galaxen var desto större var rödförskjutningen. Hubble tolkade rödförskjutningen som en rörelse bort från oss (med hastigheten v, se länk 1) och fann en proportionalitet

v = H*d

där d är galaxens avstånd, se nedanstående figur, och H är en konstant, hubblekonstanten. Den rimliga tolkningen av denna observation var att universum expanderar och att universum från början var mycket litet. Detta var början av vad som i dag är den kosmologiska standardmodellen, big bang teorin. Den förste som föreslog att universum börjande som en "uratom" var Georges Lemaître.

Bilden är från Indiana University, länk 2. Se vidare Edwin_Hubble , Hubble's_law , Big_bang och Georges_Lemaitre .

Ett par kommentarer om Hubbles lag

Man kan förstå ett par viktiga aspekter på universums expansion med ett enkelt experiment.

Tag en vanlig, rund ballong och måla små prickar på den med en märkpenna. Prickarna skall representera galaxer. Blås upp ballongen lite grann. Mät avståndet mellan två närliggande prickar och två lite längre från varandra. Rita in förbindelselinjerna mellan de uppmätta prickarna. Låt oss säga det mindre avståndet är 1 cm och det större 3 cm. Blås nu upp ballongen så det mindre avståndet är 2 cm. Vad är då det större avståndet? Det bör vara c:a 6 cm. Om expansionen tog t sekunder så är hastighetena 1/t och 3/t. Vi har alltså att expansionshastigheten är proportionell mot det urspungliga avståndet, vilket är Hubbles lag.

Föreställ dig att du sitter på en prick (galax) på ytan av ballongen. Alla andra prickar rör sig bort från dig med en hastighet som alltså ökar med avståndet. Kan du därav dra slutsatsen att du sitter i centrum? Nej, det kan du inte eftersom du gör precis samma observation från alla prickar på ballongytan. Ytan på en ballong har ju inget centrum! Det är samma sak med universums expansion - vår observation betyder inte att vi befinner oss i universums centrum, något som dessutom är ett omöjligt begrepp för ett oändligt universum.

Förenklad beräkning av universums ålder från H

Om vi antar att hubblekonstanten är H=72 km/s/Mparsek kan vi få en uppskattning av universums ålder som tiden = sträckan/hastigheten = d/v = 1/H. (Lägg märke till att dimensionen av 1/H är tid eftersom det finns längd både i nämnare och täljare.) Vi måste först emellertid konvertera Mparsek till km:

1 ljusår = 3*10⁵[c i km/s]*365.24*24*60*60 = 9.47*10¹² km

1 parsek = 3.26 ljusår

1 Mparsek = 3.26*10⁶*9.47*10¹² km = 30.8*10¹⁸ km

Universums ålder 1/H blir då

(30.8*10¹⁸ km)/(72 km/s) = 0.428*10¹⁸ s = 0.428*10¹⁸/(60*60*24*365.24) år = 14*10⁹ år

I verkligheten är expansionshastigheten inte konstant så man använder sig av lite mer sofistikerade kosmologiska modeller, se fråga 11987 och 18686 .

Nyckelord: kosmologi [33]; universums expansion [16]; big bang [37];

1 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/relativ/reldop2.html#c1
2 http://www.indiana.edu/~geol105/images/gaia_chapter_1/edwin_hubble.htm

Ursprunglig fråga:
Hej, jag gör ett arbete om universums uppkomst (dvs big bang), och undrar om det finns flera olika teorier om hur det hela gick till, och om det så skulle vara, kan ni vara så snälla och skicka lite info? Finns det någon chans att det kommer bli "the big crunch"?
/Marika A, Kvarnbergsskolan, Huddinge

Svar:
Det finns data som tyder på att universums expansion accelererar. Därför är det inte många som räknar med någon "big chrunch" längre. Orsaken till accelerationen är troligen att universum nu inte domineras av materia, utan av en egenskap hos vakuum som kallas mörk energi, som enligt Wikipedia är: en hypotetisk form av energi som genomtränger hela rymden och synes öka universums expansionstakt. Mörk energi är numera det gängse sättet att förklara, vad som enligt observationer och experiment tolkats som en accelererande expansion hos universum, det vill säga att rumtiden förefaller att expandera allt fortare och fortare.

Några av de data som ligger bakom införandet av den mörka energin visas i bilden längst ner i svaret. Man kan se att avvikelsen (punkterna för höga värden på rödförskjutningen Z ligger över den heldragna linjen) är ganska måttlig och dessa data är egentligen inte helt övertygande. Det finns nu emellertid ganska övertygande ytterligare stöd för en accelererande expansion, tillräckligt för den normalt konservativa nobelkommittén att ge 2011 års nobelpris i fysik för upptäckten, se List_of_Nobel_laureates_in_Physics och Accelerating_expansion_of_the_cosmos .

Universum tycks nu bestå av:

70 % mörk energi (OBS! detta är inte materia)

26 % exotisk mörk materia (vi vet inte vad det är)

3.5 % osynlig vanlig materia

0.5 % synlig vanlig materia

Det är alltså dessa ynka 0.5 % som astronomerna kan studera.

Det finns delade meningar om vad den mörka energin är för något. Somliga vill tolka den som Einsteins kosmologiska konstant. Andra menar att detta skulle leda till orimliga konsekvenser, och har infört en variant, som kallas Quintescence. Dessa frågor behandlas i ett par artiklar i Scientific American januari, 2001. Det medges att de inte är särkskilt lättlästa för den oinvigde, men det här är inga lätta saker. Men spännande!

Den sammansättning av universum som ges ovan är vad som gäller nu. I en tidigare epok dominerade strålningen, som spelar liten roll idag. Den mörka energin deltar idag inte alls i universums expansion. Det är viktigt, hade den gjort det, hade galaxhopar, galaxer och stjärnor inte kunnat bildats. I modellen med "Einsteins kosmologiska konstant" är den mörka energin verkligen konstant. Den spelade alltså en obetydlig roll i det unga universum. Vad som då blir svårförklarligt, är att vi lever i en epok just när den mörka energin börjar dominera över materien. Detta blir lättförklarligt i "quintescens" modellen. Där deltar den mörka energin i universums expansion ända tills den epok då universum upphör att vara strålningsdominerat.

Bland nyare upptäckter är att det storskaliga rummet i universum är plant, alltså inte krökt. Vidare nämns i artiklarna en modell som på engelska kallas "inflatory universe model". Det kan närmast översättas med "uppblåsningsmodellen av universum". Det innebär att universum i ett mycket tidigt stadium undergick en enorm expansion. Det förklarar mycket som inte går att förklara med den klassiska Big Bang modellen.

Se vidare Dark_Energy , mörk-energi , mörk-materia och (vad gäller universum accelererande expansion) Länk 1. Under länk 2 (Ask an astronomer) finns ett stort antal länkar och frågor/svar om kosmologi.

Se även fråga 5937

Nyckelord: kosmologi [33]; mörk materia [17]; big bang [37]; mörk energi [6]; supernova [13]; universums expansion [16];

1 http://www.eso.org/~bleibund/papers/EPN/epn.html
2 http://curious.astro.cornell.edu/cosmology.php

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.