Det er rigtigt, at Solens stråling topper i det blå-grønne område af spektret (omkring 500 nm). Men Solen udsender lys i hele det synlige spektrum – fra violet til rød – og det lys blander sig.

Når alle farverne i det synlige spektrum kombineres, får vi hvidt lys. Vores øjne opfatter derfor Solens lys som hvidt, især når Solen står højt på himlen, og atmosfæren ikke forvrænger farverne så meget.

At Solen sommetider ser gul eller rød ud (f.eks. ved solopgang eller solnedgang) skyldes, at lyset passerer gennem mere atmosfære, hvor de blå farver spredes væk – et fænomen kaldet Rayleigh-spredning.

Det er et rigtig godt spørgsmål – og det virker faktisk lidt mærkeligt, men det giver mening, når man kigger på atomkernernes opbygning.

• Fission: Man splitter store, tunge atomkerner (som uran eller plutonium). De frigiver energi, fordi de store kerner er ustabile, og produkterne (de mindre kerner) binder sig strammere og har lavere energi samlet set. Overskudsenergien frigives som varme og stråling.
• Fusion: Man sammenfletter små, lette atomkerner (som brint). Når de fusionerer til en tungere kerne (som helium), frigives energi, fordi den nye kerne har en lavere samlet masse end de oprindelige. Masse bliver til energi via Einsteins berømte formel: E = m*c^2.

Så i begge tilfælde gælder det, at når kerner går mod en mere stabil tilstand, frigives energi. Fission virker bedst med meget tunge kerner, og fusion virker bedst med meget lette.

Ja, det kan man godt sige. Mørkt stof er stof, der ikke udsender eller absorberer lys, men som har tyngdekraft og holder galakser sammen. Sorte huller er ekstremt kompakte objekter med så stærk tyngdekraft, at ikke engang lys kan undslippe. Sorte huller bidrager til det mørke stof, men kan ikke udgøre det alene. Der har været spekulationer om, at mørkt stof kunne bestå af mange små sorte huller, men observationer (bl.a. mikrolinseeffekter) gør det usandsynligt. Så svaret er: sorte huller bidrager til det mørke stof, men det mørke stof kan ikke udelukkende udgøres af sorte huller.

Galakser dannes over milliarder af år gennem gravitationel tiltrækning. Efter Big Bang begyndte stof at klumpe sig sammen i store skyer af gas og mørkt stof. Disse skyer kollapsede under deres egen tyngdekraft, og stjerner begyndte at dannes. Med tiden samlede stjernedannelserne sig til de første galakser.

Mange galakser er dannet ved sammenstød og sammensmeltning af mindre galakser, og det sker stadig i dag.

De støder først sammen om ca. 4 milliarder år. Andromeda-galaksen og Mælkevejen er i bevægelse mod hinanden. Kollisionen vil tage flere hundrede millioner år og resultere i én stor galakse, nogle gange kaldet "Milkomeda". Der er dog så stor afstand mellem stjernerne, at selve stjernerne næppe vil kollidere.

Galaksernes tyngdekraft kommer fra al masse i galaksen, inkl. stjerner, gas, støv – og især mørkt stof. Mørkt stof udgør omkring 85% af den samlede masse og spiller en afgørende rolle for, at galakser overhovedet hænger sammen. Uden mørkt stof ville galakser rotere så hurtigt, at de ville flyve fra hinanden.

Der er omkring 100 til 400 milliarder stjerner i Mælkevejen. Det præcise tal er svært at afgøre, fordi vi sidder inde i galaksen og ikke kan se hele strukturen udefra. Nyere målinger fra fx Gaia-satellitten hjælper med at forbedre skønnet.

Ja, Mælkevejen vokser faktisk langsomt. Den opsluger små nabogalakser og trækker materiale til sig gennem sin tyngdekraft. Den bliver også tykkere og mere kompleks over tid. Om 4 milliarder år vokser den dramatisk, når den kolliderer med Andromeda.

Når Mælkevejen og Andromeda kolliderer, vil Solens bane ændres, men det er usandsynligt, at Jorden bliver ødelagt. Afstanden mellem stjerner er enorm, så risikoen for direkte sammenstød er ekstremt lav. På længere sigt kan Solsystemet dog blive kastet længere ud i galaksen – og Solen vil være tæt på slutningen af sit liv på det tidspunkt.

Ikke nødvendigvis. Svingningsfrekvensen (som i stjerne-seismologi) afhænger ikke kun af alder, men også af masse, størrelse og indre struktur. To stjerner med samme alder kan svinge forskelligt, hvis de har forskellig masse eller er i forskellige udviklingsstadier. Men Sol-lignende stjerner vil typisk have lignende svingningsmønstre.

De fleste galakser – inkl. Mælkevejen – har et supermassivt sort hul i midten. Det sorte hul i Mælkevejens centrum hedder Sagittarius A* og har ca. 4 millioner gange Solens masse. Disse sorte huller påvirker stjernernes bevægelse i de centrale dele og kan spille en vigtig rolle i galaksens udvikling, især når de er aktive og udsender store mængder energi som kvasarer. Faktisk er Mælkevejens centrale sorte hul ikke så stort på galaktisk skala. Der findes nemlig galakser, som har meget større sorte huller i deres centrum; i M87 for eksempel har det centrale sorte hul en masse på flere milliarder gange Solens masse.

Historisk set fik de klareste stjerner navne fra antikke kulturer (fx Betelgeuse, Vega). I dag navngiver International Astronomical Union (IAU) officielt stjerner. Nyopdagede stjerner får tekniske navne ud fra kataloger (fx HD 209458). Kommercielle sider tilbyder "at navngive en stjerne", men disse navne anerkendes ikke videnskabeligt.

Den varmeste kendte stjerne hedder WR 102 (Wolf-Rayet 102), og den er omkring 210.000 grader Celsius på overfladen. Det er ekstremt varmt – sammenlignet med Solen, som "kun" er ca. 5.500 grader på overfladen. WR 102 er en døende, meget tung stjerne, der kaster sine ydre lag af i en voldsom stjernevind.

Det er et tricky spørgsmål, fordi universet indeholder alt rum og tid, så "udenfor" giver ikke helt mening i klassisk forstand. Forestil dig universet som overfladen på en ballon – der er ikke noget udenfor overfladen, den krummer bare i sig selv. Det betyder, vi ikke kan tale om "et sted" udenfor universet – det er uden for vores forståelse af rum og tid.

Stjerner blinker, fordi deres lys passerer gennem Jordens atmosfære, som hele tiden bevæger sig. Denne effekt kaldes scintillation.

Vores galakse hedder Mælkevejen (på engelsk: Milky Way). Den har fået navnet, fordi den ser ud som et mælkeagtigt bånd hen over nattehimlen. Historien fra græsk mytologi er, at Herakles ammede hos Hera, som fjerner ham fra brystet, hvorved lidt af hendes mælk sprøjter op på himlen og danner Mælkevejen.

Ja – faktisk! Stjerner kan vibrere og svinge lidt, ligesom musikinstrumenter, og det skaber "lydbølger", studiet af hvilke kaldes asteroseismologi. Vi kan dog ikke høre stjernerne direkte, da der er lufttomt imellem stjernerne, og de svinger ved alt for lave frekvenser til at det menneskelige øre kan høre det. Man kan dog “oversætte” stjernernes svingninger til højere frekvenser, og dermed til hørbare toner. Det lyder lidt som rum-musik!

Med sikkerhed ja! De fleste stjerner har planeter – det har man opdaget de sidste 30 år med fx Kepler og TESS-teleskoperne. Og eftersom der er milliarder af stjerner i hver galakse, er det sandsynligt, at næsten alle galakser er fulde af solsystemer – inklusive exoplaneter, som kan minde om Jorden.

Betelgeuse er en rød superkæmpe og forventes at eksplodere som en supernova inden for de næste 100.000 år – det kan ske snart i astronomisk målestok, men det kan også trække ud. Hvis Betelgeuse eksploderer, vil det blive et spektakulært syn på nattehimlen – måske bliver det lige så klart som månen i en periode. Men den er cirka 640 lysår væk, så selv om det er "tæt" i universet, er den alligevel langt nok til, at vi ikke behøver at frygte skadelig stråling. Eksplosionen vil ikke være farlig for livet på Jorden, men den vil give os en unik mulighed for at studere en supernova tæt på.

Ja, det passer ret godt! Solen er omkring 4,6 milliarder år gammel og forventes at leve i cirka 11 milliarder år i alt. Det betyder, at den er ca. halvvejs i sit liv lige nu. Solen bruger sin energi ved at omdanne hydrogen til helium i sin kerne, og det er den proces, der holder den i live. Om cirka 7 milliarder år vil Solen ændre sig til en rød kæmpe og senere ende som en hvid dværg, men lige nu er den stadig en ung, stabil stjerne.

Mælkevejens kerne indeholder et supermassivt sort hul, kaldet Sagittarius A* (Sagittarius A-stjerne), som vejer omkring 4 millioner gange Solens masse. Det sorte hul har en stor betydning for galaksens struktur og dynamik, fordi det påvirker bevægelsen af stjerner og gas omkring kernen. Selvom det sorte hul er meget massivt, udgør det kun en lille del af galaksens samlede masse. Kernen er også en region med høj stjernedannelse og massefyldte stjernehobe. Det sorte hul og kernen hjælper med at holde galaksens centrale del samlet, men galaksens store skive og spiralstruktur er i højere grad formet af gravitationen fra alle stjerner og det mørke stof i galaksen.

Indtil videre har forskere ikke fundet beviser for rumvæsner eller liv på Mars. Mars er en spændende planet, fordi der er tegn på, at der engang har været flydende vand, hvilket er en vigtig forudsætning for

liv. Men så langt har vi kun fundet spor af meget små mikroorganismer, eller mere korrekt, vi har ikke fundet nogen klare tegn på liv endnu. Mars er i dag meget kold og har en tynd atmosfære, så det er ikke

et sted, hvor vi regner med, at der findes liv som vi kender det — men forskningen fortsætter, og måske finder vi noget i fremtiden!

Densiteten af en exoplanet bestemmes ved at måle både dens masse og dens størrelse (radius). Massens måles ofte ved at observere den gravitationelle påvirkning planeten har på sin stjerne (fx via radialhastighedsmetoden), mens størrelsen måles ved at observere, hvor meget stjernelyset dæmpes, når planeten passerer foran (passagemetoden). Når masse og volumen kendes, kan densiteten beregnes som masse divideret med volumen. Densitet fortæller os noget om planetens sammensætning, fx om den er Jord-lignende eller minder om Jupiter.

Nogle meget store og tunge stjerner bruger deres brændstof meget hurtigt, fordi de har et enormt energi- og trykbehov for at holde sig stabile. Disse stjerner brænder lysere og kortere tid end mindre stjerner. Derfor kan en kæmpestor stjerne brænde ud og eksplodere som en supernova på blot ca. 15 millioner år, hvilket er kort i astronomisk tid.

Galakser som vores Mælkevej er spiralgalakser, hvor stjernerne ligger i en flad skive med en tynd tykkelse sammenlignet med galaksens bredde. Det sker, fordi gassen og støvet, som danner stjerner, roterer omkring galaksens centrum og flader ud til en skive på grund af rotationskræfter og tyngdekraftens påvirkning. Man kan dog sige, at galakser er 3D, men de fleste stjerner findes i den flade skive, hvilket giver indtryk af en "2D" struktur.

Vi har ikke klare billeder af nogen exoplaneter, det er alt sammen illustrationer. Der findes kun enkelte exoplaneter, som vi har et billede af, og der er det kun en prik.

Ja, der observeres løbende supernovaer i universet, men de fleste sker i fjerne galakser. I vores egen Mælkevej er det sjældent at se supernovaer, fordi de er sjældne og kan ske langt væk eller blive blokeret af støv. Den seneste “nære” supernova var i 1987 og fandt sted i den Store Magellanske Sky (en nabogalakse til Mælkevejen).

Når galakser støder sammen, sker der typisk ikke "kollisioner" mellem stjerner, fordi afstanden mellem dem er enorm. Men gas og støv – som fylder meget af rummet mellem stjernerne – støder faktisk sammen og bliver påvirket dramatisk. Ved sammenstødet bliver gassen og støvet komprimeret og opvarmet, hvilket kan føre til en voldsom stjernedannelse ("starburst"). Mange nye stjerner fødes på kort tid og sender intense stjernevinde og supernovaeksplosioner ud, som kan blæse gas og støv væk fra galakserne. Samtidig kan en del af gassen også falde ind mod centrum og blive opslugt af et supermassivt sort hul, hvilket yderligere reducerer mængden af frit gas og støv.

Derfor "forsvinder" støvet og gassen ikke fuldstændigt, men det ændrer form, bliver forbrugt i nye stjerner eller blæst ud i det intergalaktiske rum.

Supermassive sorte huller dannes sandsynligvis gennem sammenstød af mindre sorte huller, som kommer fra kollapsede stjerner, og akkumulering af store mængder gas og stjerner over tid. Sagittarius A* er et sådant sort hul i midten af Mælkevejen. Det påvirker galaksen ved at kontrollere bevægelsen af stjerner og gas i centrum og kan regulere stjernedannelse ved at udsende energi og materiale via jets og udstråling. Det kan være med til at forme galaksens udvikling.

Man analyserer lyset fra exoplanetens atmosfære, typisk ved at se på stjernelyset, der passerer gennem atmosfæren. Lyset absorberes i forskellige bølgelængder afhængig af hvilke grundstoffer og molekyler, der er til stede. Ved at måle disse absorptionslinjer kan man bestemme, eller i hvert fald komme nærmere, hvilke grundstoffer eller forbindelser, der findes i atmosfæren.

Det er meget vigtigt, at det er så mørkt som muligt, når man vil se Mælkevejen. Du skal væk fra bylys, undgå selv små lamper i nærheden – og giv dine øjne tid til at vænne sig til mørket. Man skal altså ikke bare fare ud og begynde at kigge på stjerner med det samme. Øjnene skal tilpasse sig mørket, og jo ældre man er, jo længere tid tager det. Vi vil sige, at det typisk tager 10–15 minutter, før man ser godt i mørket. Og det er vigtigt, at man ikke kigger på sin telefon undervejs – for så nulstiller man tilpasningen, og så skal der gå endnu 10–15 minutter igen, før man er klar.

Det er vi ret sikre på, at den ikke gør. Hvis det mørke stof var samlet i sorte huller, ville det være koncentreret i bestemte objekter, som bevægede sig rundt mellem stjernerne. Da objekter med masse påvirker lyset fra bagvedliggende stjerner, ville vi kunne observere disse effekter tydeligt – og det har man faktisk ledt systematisk efter uden at finde noget. Så det kan ikke være forklaringen. Det mørke stof må derfor være noget, der er spredt jævnt ud i galakserne. Det, vi tror i dag, er, at det mørke stof består af en eller flere typer endnu ukendte partikler, som ikke udsender lys – derfor kalder vi det mørkt stof. Disse partikler har til sammen en samlet masse, der faktisk er større end alt det "almindelige" stof, vi kan se – som stjerner, planeter og os selv. Men fordi partiklerne ikke lyser, kan vi kun opdage dem gennem deres tyngdekraft.

Det er et kompliceret spørgsmål. Vi vil starte med at sige, at naturlovene – også de fysiske grundlove – gælder for sorte huller. Det, der gør det særligt udfordrende, er, at rum og tid krummer voldsomt omkring sorte huller, og derfor skal man være meget præcis med, hvordan man observerer og beskriver fænomener dér. Men ja, selv i ekstreme områder som ved det sorte hul i Mælkevejen gælder naturlovene. Og det gælder også termodynamikkens love. For eksempel har sorte huller en form for temperatur og entropi, og der findes faktisk en teori om sorte hullers termodynamik – så de indgår i vores forståelse af, hvordan energi og information opfører sig, selv i så ekstreme omgivelser.

Formentlig er ingen af de individuelle stjerner, vi kan se med det blotte øje fra Jorden, nået at gå ud endnu. Stjerner lever i millioner eller milliarder af år, og de stjerner vi ser på nattehimlen, befinder sig typisk inden for nogle få tusinde lysår fra os. Det betyder, at det lys vi ser, er blevet udsendt for relativt kort tid siden – astronomisk set. Selv når vi kigger på Mælkevejen som helhed, kan nogle dele være op til omkring 100.000 lysår væk. Men det er stadig langt kortere end levetiden for de fleste stjerner. Så næsten alle de stjerner, vi kan se – også de fjerne – eksisterer stadig og er altså ikke "gået ud" endnu.

Det ved vi, fordi vi med James Webb-rumteleskopet faktisk er begyndt at kigge helt ud til kanten af det observerbare univers. Når vi ser meget langt væk, kigger vi også tilbage i tiden – og dér kan vi tydeligt se, at der i det allerførste univers ganske enkelt ikke er stjerner. Vi har fundet gløden fra de første stjerner, og den stammer fra omkring 200 millioner år efter Big Bang. Før den tid er det stadig muligt at se stråling fra selve Big Bang – den såkaldte kosmiske baggrundsstråling – som dog er stærkt rødforskudt. Men pointen er, at hvis der havde været stjerner tidligere, så ville vi kunne se lyset fra dem. Og det gør vi ikke – derfor ved vi, at stjernerne først opstod senere.

Galakser dannes ud af gasskyer, som roterer langsomt. Når disse skyer trækker sig sammen, begynder rotationen at blive mere udtalt, og når noget roterer, bliver det fladtrykt. Det er derfor, galakser typisk får en skiveform snarere end en kugleform.

Nej, ikke i samme mængder. Som vi fortalte om, så er det stjerner med stor vægt, altså tunge stjerner, der danner de tungere grundstoffer. De mindre og lettere stjerner producerer kun små mængder af disse grundstoffer. Når tunge stjerner som supernovaer går til grunde, sker det på forskellige måder, og i den proces spredes de grundstoffer, de har dannet, ud i rummet. Stjerner som vores sol når slet ikke frem til den fase – de er ikke tunge nok til at danne fx jern i deres kerne, som de store stjerner kan.

Det er et supergodt spørgsmål – og som udgangspunkt skal vi jo ikke reklamere for bestemte mærker. Hvis man godt kan lide at observere med sit øje, så skal man købe et teleskop med gode okularer og – meget vigtigt – et solidt stativ, så det ikke ryster. Man skal heller ikke bruge alt for stor forstørrelse, for det gør billedet mere ustabilt. Et lille, stabilt teleskop er glimrende til at se stjerner og planeter med sine egne øjne. Men der findes også teleskoper, som er særligt gode, hvis man gerne vil tage billeder – og som man kan styre med sin mobiltelefon. Her vil vi faktisk nævne teleskoptypen Seestar. Det er selve teleskopet, der tager billederne, men man styrer det med en app på mobilen. Hvis man gerne vil tage flotte billeder af stjernehimlen, så vil vi klart anbefale, at man googler Seestar og overvejer sådan et. Det er nemt at bruge, det tager virkelig gode billeder – og vi har ingen aktier i firmaet – men det er et rigtig godt bud på et begynderteleskop.

Sandsynligvis ikke. Et kort svar er, at der er så meget tomt rum mellem stjernerne i galakserne, at sandsynligheden for, at de støder sammen, er ekstremt lille – nærmest uendelig lille. Selv når galakser kolliderer, sker det i praksis ikke, at stjerner rammer hinanden.

Supergodt spørgsmål. Man er nødt til at antage nogle ting, når man analyserer de her spektra – blandt andet antager vi, at de stoffer, vi ser i stjernerne, har de samme karakteristiske mønstre, uanset om de bevæger sig eller ej. Det, der sker, er, at hele mønsteret flytter sig – det bliver forskudt, men mønstrene for hvert grundstof bevares. Så ved at genkende det forskudte mønster kan man stadig identificere de enkelte grundstoffer og skelne, om det er et nyt grundstof eller blot et kendt et, der er blevet forskudt, fordi stjernen bevæger sig.

Det er et meget stort spørgsmål, men i bund og grund handler vores arbejde om at besvare nogle af de helt grundlæggende spørgsmål, som menneskeheden stiller sig selv: Er vi alene i universet? Findes der liv andre steder derude? Og hvordan vil vores egen stjerne, Solen, ende sit liv? Samtidig lærer vi meget om naturens fundamentale opbygning ved at studere stjerner og galakser. Mange af fysikkens love – for eksempel hvordan tyngdekraften virker og om relativitetsteorien holder – kan testes gennem observationer af objekter ude i rummet. Selvom det ikke er den umiddelbare grund til, at vi hver dag laver observationer, er denne fundamentale indsigt en vigtig del af vores viden om universet og naturens grundlæggende love. Denne viden kan måske på længere sigt hjælpe os med at løse nogle af de store udfordringer, menneskeheden står overfor, ved at give os en dybere forståelse af naturens love og mulighederne for teknologiudvikling baseret på denne viden.

Hvis de har samme vægt som solen, så vil de svinge med samme frekvens. Hvis vægten er større eller mindre, vil der være ændringer i forhold til Solen. Men svaret er, at hvis vægt, alder og kemisk sammensætning er som Solens værdier, så har stjernen helt samme vibrationssekvenser som Solen.

Som vi så, da vi kiggede på et muligt sammenstød mellem Andromeda-galaksen og Mælkevejen, forårsager det kraftig stjernedannelse. Denne stjernedannelse bruger eller opsluger simpelthen alt det støv og den gas, der er til stede.

Det er helt rigtigt. Tiden, inden Mælkevejen og Andromeda-galaksen støder sammen, kender vi ikke helt præcist, men det er helt sikkert, at på samme tidsskala vil Jorden blive opslugt af Solen, fordi den svulmer op til en rød kæmpestjerne. Det forventes at ske om cirka 7 milliarder år. Dog er der stadig usikkerhed omkring de præcise detaljer for begge begivenheder.

Nu skal vi huske på, at når vi ser denne simulering, så ser vi den fra vores position – og vi befinder os jo nede i skiven, hvor vi bevæger os relativt hurtigt rundt med cirka 220 km i sekundet. Den primære grund til, at det ser ud som om, nogle af stjernerne næsten ikke bevæger sig, er faktisk, at de er meget langt væk, og at de ikke lige befinder sig nede i skiven ved siden af os.

Nej, medmindre vi oplever et kosmisk sammenstød, hvor Jorden og Solen bliver slynget ud, og vi om nogle millioner af år kan kigge på galaksen udefra. Det er dog meget usandsynligt, fordi Solen ikke forventes at komme tæt nok på en anden stjerne til, at vi kan blive stødt sammen og slynget ud af Mælkevejen. Det skyldes, at vi kredser stabilt rundt i galaksen.

Spiralarme? Det kunne fylde et helt foredrag. Det er ikke stjernerne selv, som ligger i spiralarme, men snarere de områder, hvor der dannes nye stjerner. Når stjernerne er helt unge, lyser de mere, og derfor ser vi lysende spiralarme og lysende gas. Man beskriver disse områder som en tæthedsbølge, der bevæger sig rundt i galaksen, hvor tætheden forøges, og nye stjerner dannes. Det hænger formentligt sammen med fordelingen af mørkt stof. Det er faktisk en af de store gåder, vi stadig arbejder på at forstå her i Mælkevejen: hvordan fordelingen af mørkt stof påvirker spiralarmene og os. Men som sagt, det er et helt foredrag for sig.