 Hvis man er ude i en rigtig mørk aften langt forbyen, kan man være så heldig at se melkevejen som lysende bund henover himlen. Melkevejen er jo den galakse vi selv bor i. Og skal man forstå melkevejen, når man nødt til at forstå de stjerner melkevejen består af miljarder stjerner. Så formåde de her fordrag handler om, hvordan vi kan forstå og studere, hvad der foregår ind i en stjerne. Så lad os se på en enkel stjerne, vores egen sol, som vi kan studere i stor detalje, studere stjernes overflade. Men hvordan kan vi derudfra for at vide, hvad der sker ind i stjerne? Og det er jo ligesom, hvis man ser et billede af jorden taget frem til at lide, så er det ikke meget om forholden ind i jordens kærene. Så det der er spørgsmålet der er, hvad kan vi gøre for at studere en detindra en stjerne som solen? Det spørgsmålet bestillede allerede af en eng skerstforfysiker, så standelig Eddington, tilbage i 1926. Og han skrev, det virker umiddelbart, som om solens og stjernerens dybe ændre er mindre tilgængelige for videnskablige undersøgelser end nogen anden del af universet. Vores teleskoper kan træne længere og længere ud i rummet stybter. Men hvordan kan vi nogensinde få sikkerviden om det, som er skjult bag stærke murer? Hvilke instrument kan trænge igennem de yderlag af en stjerne og undersøge forholdene i den stjerne? Og de spørgsmålet havde Eddington svar på, fordi han mindede, at han forstod noget om fysikeren i stjernerens stjerne. Og derfor mindede han, at han var i stand til at lave modeller af, hvad der foregår ind i en stjerne. Så lad os se lidt på, hvad der skal til for at lave en model af en stjerne. Og det, der er kravet for en model, det er, at den skal være i lige vægt. Vi kan se, at stjerneren ikke ændrer så meget hurtigt. Så der skal være balance mellem de kræfter, der virker i stjernen, og de kræfter det tyndige kræften, der virker på alt stoffet i stjernen. Og det bliver så opalanceret af et tryk, der holder stoffet i stjernen arbe. Sikre stjernen ikke falder sammen. Så skal vi have lavet energi i stjernen. Og det sker ved kærnereaktioner ind i de centrale dele af stjerne, hvor temperaturen er meget høj. Og den energiproduktion skal så balansere den udstråling, vi ser fra stjernen. Det lys, der kommer fra stjernen. Og det kræver så selvfølgelig, at der er processer, der kan transmutere energin fra stjernes ændrevok. Energien bliver produceret ud til overfladen. Så det er sådan de fysiske elementer, der skal se for at lave en model af en stjerne. Og det endelsen så gjorde, at det var, at han trævede de matematiske ligninger op, som besriver de her processer. Og dem kunne han så løse approximativt, og det er så også det, vi gør i vores dag på store computer. Så lad os lige se lidt på de betingelser, der skal gale. Det var så trygtelige vægt, energi-lige vægt og energitransport. Og så fordi, vi har energiproduktion, sker der også en ændring i stjerneske sammensætning, konservsamsætning. Og det skal vi så også tage hensyn til. Kernereaktionerne sker ved, at fire brændtatomer smelter sammen til et helt hjemmatom inde i centrumestjernen. Og så kan vi jo få den idé, at stjerner har kæmpe store brændbumper. For det er det cirka samme reaktion, der sker i en brændbumpe. Men ser vi på energiforhållen i en stjerne og i et menneske? Altså her er vi et typisk menneske med en vægt på måske omkring 40 kilo. Og energiamsætning på omkring 40 watts. Altså ved at jeg tilhører lyser cirka lige så meget som 40 vatper. Og det gør så, energiamsætningen i et menneske er cirka et vat per kilogram. Solen som eksempel på en typisk stjerne vejer to gange 10 i 30 kilo. Det er altså totalt efterfuldt af 30 noller. Og udsender energi, der sørger til 4 gange 10 i 26 vat. Så at 4 tal efter 26 noller. Og det gør energiamsætningen i solen af cirka 0,0002 vat per kilogram. Så jeg er 5.000 gange så energisk som stjerne er per kilogram. Men stjerner er meget tungere, og derfor kommer der selvfølgelig meget mere energi ud af stjernerne end der gør mig. Så ud fra de modeller og vores beregninger kan vi så beskrive, hvordan stjerner ændrer sig, når det bliver ældre. Her er en beskrivelse af solens udvikling i diagram, hvor vi har solens overfladstemperatur på den vandrætarekse. Og den mængde energi, der kommer ud af solen på den rætarekse, så er solens nuværende energi ersat til at være én. Og der kan vi se, at der solen bliver dernede, lyst den lidt mindre, den gør nu. Og så er energiamsætningen gradvis blevet øde, og solen er også blevet lidt varmerere frem til det nuværende tidspunkt. Og det fortsætter, så solen udsender mere og mere energi efter ham, så den bliver ældre, når den er 10 milliarder år gammel, om cirka 5 milliarder år. Lyst den dervle så klart, som den gør nu. Og følger vi så udviklingen frem 11 milliarder år længere end nu, så her har vi det diagram lige at set. Og det kan vi så følge og se, at solen om cirka 6-7 milliarder år vil lyse 50 gange så meget som nu. Og ikke ret længere efter det, næsten 1000 gange så meget som den gør nu. Og der er det klart, at den bliver lysbetændt som priorens hårflad, lidt besværlig. Så vi kan sammenføre det udviklingen af en stjerne som solen, og solen er en meget typisk stjerne. Vi vil sige, at den starter med at være lille og relativt varm. Og så udvikler den så at bliver større og større og koldere og koldere, og det gør så, at den bliver rødder og rødder. Indtil den til sidst bliver så stor, at den ikke kan hænge sammen mere og smider stoffet i dyrediele væk. Og så ender vi med det man kalder en plantar i stå og en meget, meget lille varm stjerne i midten. Så det er jo en fantastisk historie. Så tror vi på den. Og der har vi jo så spørgsmålet, at det her er en modell, vi har lavet her, men modeller er jo ikke bedre end den fysik, der er brugt i modellberejningen. Så modeller kan være løgnet forbandet dækt, hvis fysikken holder. Så hvis vi virkelig skal vide, hvad der foregår ind i stjernen, har vi brug for målinger, der siger noget om, hvad forholdene ind i stjernen er. Og hvordan gør vi så det? Og der er vi jo så tilbage igen til en sådan spørgsmål. Hvilke instrument kan trænge igennem de yderlag af en stjerne og undersøge forholdene i den sindre? Så hvordan siger man ind i en stjerne? Og det gør man med lydbylger. Og det kender vi jo sådan set godt, fordi hvis vi skal se ind i et menneske, en smuk ung kvinde som hende her, så kan vi gøre det med ultralydsundersøgelser. Og gør man det, så ser man, at der gæmmer sig mit første barnebarn ind i maven på min datter. Så det her undersøgting med lydbylger, det er noget, vi kender. Og det er så også det, vi kan gøre med stjerner. Stjerner står og svinger som musikinstrumenter. Der er bylger, der udbreder sig ind i en stjerne. Det her er en model, altså en lydbylge, der starter på stjernes overflade og udbreder sig ind igennem stjernen. Lydbylgeren bliver danet ved stjernes overflade, der er processer, hvor gassen bevæger sig meget kraftigt. Og de processer udsender støj. Og den støj kan så blive forstærket og resoneret, som man kalder det, med stjernes infrastruktur. Og det kan vi jo så bl.a. bruge til at finde ud af, om vi har en stor stjerne eller en lille stjerne. Fordi har vi et lille musikinstrument eller en lille stjerne, så spiller den med høje toner. Og har vi en stor musikinstrument eller en stor stjerne, så spiller den med dybere toner. Så bare ved at se på tonerhøjden af de bylger, vi kan se på stjerneren, kan vi få en idé om, hvor stort de er. Bylgerne er udbredet sig sen igennem stjernen, og det er så forsøgt illustreret her, der viser hvordan dybbølger starter på stjernes overflade, og nogen af dem går så næsten helt ind til stjernes centrum. Andre bliver børget af og kommer ikke så langt ind i stjernen. Og ved at sammenholde de forskellige målinger og de forskellige bylger, kan vi så lave en modell, eller en måling af, hvordan forholden ændrer sig igennem stjernen. Og det har vi gjort for solen i stortetalige, for de vil kaffe sig med maden. For de vil kaffe sig med maden, når jeg er aktive målinger af solen. Men vi kan også gøre det for andre stjerner, og det er det, vi skal snakke om nu i resten af forlesningen. Vi er nødt til at se lidt på fysikten af sådan nogle bylger. Der kan vi tage et andet eksempel på lydbølger og møde musikinstrumenter, der laver lyd. En ovlpipe, og her har vi sådan en ovlpipe, hvor luften strammer ind og laver igen støj, som bliver forstærket i ovlpippen. Og der er så forskellige svingninger. Der er en grundsvingning, der har en frekvens, som vi kalder ny, som er givet ved lydhastigheden, d. med to gange ovlpibens længde l. Og så er der en oversvingning, en første overtone, men frekvens der er to gange så høj, og en anden overtone, men frekvens der er tre gange så høj. Og dem er der mange af, og den endte overtone har sådan en frekvens der er indgange, så høj som grundsvingningen, og vi kan skrive det som indgange, en frekvens forskel, d. ny, og d. ny, og det kan vi se her. Den er givet som en divideret med to l, divideret med lydhastigheden, og det er så den tid, der tager for en lydbølge at gå fra starten af ovlpippen, hen til enden og tilbage igen. Og vi kan afbele frekvenserne i sådan et diagram, hvor vi har hver frekvens, som er markeret med sådan en søjle, der viser, hvor frekvensen er, grundsvingningen, den første overtone og den anden overtone, og der kan vi så fortsætte med. Og så ser vi, at musikinstrumenter er jo ikke bare en enkeltone, det lyder meget kedeligt. I vores blokfløjte, hvis vi prøver at analysere lyden fra blokfløjten, vil vi høre, at der samtidig er både grundsvingningen og overtonerne i gang, og det samme gælder i ovlpippen og i musikinstrumenter, og det kan vi så afbele igen ved at vise frekvenserne som sådan nogle søjler, og vi kan høre tonerne fra de her musikinstrumenter. Så for at sammenligne ovlpippen med en stjerne, så havde vi altså en formel, der sagde, hvordan frekvensen af ovlpippen af overtone nummeret ind, og det samme gælder faktisk for stjerne, og stjerne er lidt mere kompliceret, fordi de råner, og der kommer så et nokget ind af, hvad man kan kalde, et overtone-tal, der kommer et andet overtone-tal, der siger noget om, hvordan svingningen ser ud i stjernen, og vi får så her igen en samling mellem frekvensen, og de har tået overtone-tal, og igen med en frekvensadskillelse, som igen siger noget om, hvor langtidigt har fundydbølgebevæset igennem stjerne. Og ser vi så på, når vi observerer svingninger af stjernerne, ja, så er det ligesom musikinstrumentet. Vi ser frekvenser, der svarer til alle de her forskellige overtoner. I det her tilfælde har vi observeret solen, og vi kan se, at der er et meget, meget stort antal overtoner, der er i gang i solen. Og de overtonehøjden afhænger sig, hvor stor stjernen er, hvor stor solen er om din lille stjerne eller en stor stjerne, men også er hvordan lydhastigheden et detaljervarier ind igennem stjernen. Så det, vi kan begynde at bruge til at få en måde at se ind i stjernen på, hvis vi kunne se de her lydbølger. Nu kan vi ikke høre lydene fra stjerneren, fordi der er et samt rum mellem masse stjernerne. Men de lydbølger, vi ser på, rammer stjernets overflade, for stjernets overflade til bevæge sig, og de gør, at temperaturen varierer på stjernets overflade, der med lysstyrken, og de lysstyrke målinger kan vi så observere, og der med at se, hvad det er for nogle lydbølger, der er ind i stjernen. Og det kan vi gøre blandt andet med Kæbdersatlitten, som bliver sendt op for et par år siden, specielt for at se efter planetet omkring andre stjerner, men Kæbder laver meget, meget nøjagtige målinger af lysstyrken af stjernerne, og dermed kan den også se de her meget små variationer i lysstyrken, som kommer fra lydbølgerne, der rammer stjernets overflade. Og man kan sige, hvad Kæbder gør at tage stjernernes puls, og se, hvordan de forskellige stjerner var i, og hvilke bølger der er i de forskellige stjerner, og det er så illustreret her med forskellige typer af stjerner, og også stjerner, som ikke ligner solen ret meget, men for eksempel sådan en rød kæmpestjerne, som solen bliver til, når den bliver ældre. Så lad os prøve at se på nogle af målinger af en stjerner, der ligner solen, fortaget med Kæbder. Og her er målinger af, hvad man kalder et dobbelt stjernesystem, to stjerner, der kræser omkring hinanden, men det er stjerner, der minder meget om solen. Og igen kan vi her se på samme måde som før, frekvensen, og så markerer de her overtoner i stjernerne. Vi kan se, at den her stjerne, der ligger overtonerne ved lidt højere frekvenser, det viser, at stjernen er lidt mindre, den højere toner end den her stjerne, men begge stjerner har frekvenser, der minder meget om solens. Og vi kan så gå ind og studere i større detalje de her frekvenser, lad dem for størrelse, og se, at vi faktisk har et meget kompliceret spektrum af overtoner, og vi har par af overtoner med en ganske lille afskildelse. Og det viser sig, at når vi studerer teorien bag de her svindinger, den her meget lille frekvenser afskildelse, afhænger af, hvor meget brindt der er blevet brugt til at lave helgjomag i centrum og stjernen, og dermed siger noget om, hvor gammel stjernen er. Altså den store afskildelse her mellem overtonerne, på samme måde som i ovlpippen, siger noget om, hvor stor stjernen er. Så her har vi en måde af måle stjernes størrelse og stjernes aller. Så vi kan lære utroligt meget om stjernerne ved at studere de her frekvenser. Det her er en stjerne, der minder meget om solen, men de mest spændende resultater har vi nok fået ved at se på stjerner, der ikke minder om solen, nemlig de røde kæmpe stjerner. Og der har Kepter lavet observationer af tusindvis af røde kæmpe stjerner. I kan huske, at da vi snakkede om modellerne af solen, så har vi hvordan solen udviklet sig blivet større og meget mere lysdærk, og det er så det, vi har vist her. Og her så taget eksempel på målinger af svingninger af nogle af de stjerner i forskellige alver eller forskellige udviklingsgrader. Det her er den mest udviklet stjerne, den største stjerne. Den har den langsomste svingning hervis 20 dag svingninger, så den der stjerne svinger cirka double så hurtigt som den her. Her er en stjerne, der er endnu mindre lysdærk, den svinger endnu hurtigere og endnu hurtigere. Og solen svinger her vi periode på et halvt døgn. Solen har periode på fem minutter, fordi den er meget, meget mindre stjerne end de stjerner, vi har her. Vi kan se lidt om sørelsesforholdet her, den her stjerne er 10 gange så stor som solen. Så ser vi på de her stjerner, ser vi altså svingninger, som I har for sig mindre meget end dem, vi ser i solen. Og det forventer vi også, fordi vi har de samme komplicerede gasbevægelse og tætvis stjernes overflade, som laver støj. Og den støj sætter sig gang i de lydbølger, som vi kan observere på stjernen. Men vi ser også den anden type svingninger. Og det kan vi se i den her model af stjernen. Det er en rød kæmpe stjerne. Den er måske 20 gange så stor som solen. Og i de yderlag kan vi se bølger, der minder meget om dem, som vi så før. Men ind i midten af stjernen, har vi en helt anden type bølger. Med cirka samme frekvens, men en helt anden opførsel. Og der skal vi tænke på, hvad strukturen af sådan en rød kæmpe stjerne er. Det er den stjerne, der måske er 10 eller 20 eller 30 gange så stor som solen. Den vejer cirka samme som solen. Så det sidste stoffet i de yderdele af stjernen er ekstremt tyndt. Men i midten af stjernen, er der en meget kompakt kærene. Det er delt del af stjernen, hvor alt brenn, der blev ladet om til Helium, og de har troet sig sammen. Så man kan forestille sig stjerne som en kæmpe stort kule af skumplast. Og i midten af den kæmpe stort kule af skumplast, er der sådan en lille bit marm og kule. Og det vi ser her, det er svingerne i marm og kulen. Som et lille signal, der ligger oven i de svinger, vi ser. Det er en svar til de svingene, vi har i solen. Så vi kan se deraf stationelt igen ved at se på frekvenserne, som funktioner overtonetallet. Her har vi det, det ser lidt rude ud, der er en forfærdelig masse overtoner her. Her kan vi se den lille adskildelse, vi også så i stjernen, der vinder om solen. Men ser vi så på den her frekvens, så kan vi se, at der er nogle små frekvenser tæt ved den. Og her har vi en frekvens i midten, og nogle frekvens er tæt på den. Og de frekvenser, vi ser her, de kommer fra marm og kulen i midten af skumplast-kulen, for et meget kompaktisk herrene. Og vi har målet forskellende frekvenser mellem de her tabbe. For vi får information om, hvad der sker i midten af den her røde kæmpestjerne. Så hvis vi ser lidt nærmere på strukturen i de røde kæmpestjerner. Jeg så sager, at stjerneren får deres energi ved at lave brændt om til helium. Og det gør de røde kæmpestjerner også. De røde kæmpestjerner har fået en kærne af helium, hvor brændtene brugte op. Men udenomkring det, er der stadigvæk et lag, hvor det kan foregå fusion af brændt til helium. Og det er så, hvad der sker i nogen af de røde kæmpestjerner. Men der er andre røde kæmpestjerner, hvor den her heliumkærne har tråkket sådan ydeligere sammen og blevet varmet op. Varmet så meget op i temperaturen har nået op på cirka 100 miljoner grader kælvin. Og ved den temperature kan helium begynde at smelte sammen. Og det der sker, at det er at det er at tre heliumkærner smelter sammen og bliver til en kuldkærne. Så på often ser stjerneren ens ud. Men de har en helt forskellige interstruktur. Og det der så spørgsmål er, hvordan kan vi se forskel på de stjerner? Og det kan vi ved at se på de her svingningarstjernerne. Og her så vist, og det er et lidt kompliceret diagram, men det vist mange af de stjerner, der er observeret med kepler. Og hvad man har gjort her er måle den lille afskildelse der varmænden, frekvenserne. Og nogle af dem har en lav afskildelse og nogle har en høj afskildelse. Dem med en lav afskildelse, ja, det er dem, der kun er brændt forbrændning, brændt fusion. Dem med den høj afskildelse af de stjerner, hvor der er både brændt og helt infusion. Så hvad vi gør her, det er at se, at jeg ikke er nok med, at stjerne har den her lille marmorkugel i midten. Lille heliumkærne. Vi kan også se, at nogle stjerner har bare marmorkuglen, i andre stjerner er der et hull i midten af marmorkuglen. Og det ser vi bare ved at se på overfladen af den her skumplastkugel, som vi har observeret. Så enten som spørgsmål, med hvilken instrument kan vi trænge igennem de yderlagene stjerne, og underse i forholdene i den sindre. Og svaret, som vi har set nu, det er, at vi kan gøre det, vi har set på stjernesvindninger. Vi har studeret stjernesvindningerne, og med kæftere kan vi studere stjernesvindninger af tusindvis af stjerner. Kan vi få en meget præcis mål for forholdene i stjernesindret? Og dermed en meget god tjek på, om vi rent faktisk forstår fysikken, at hver der foregår ind i stjernen. Og her tæller vi om fysiske forhold, som ligger langt langt ud over, hvad vi kan lave i laboratoriet. Så ingen lagt med, at vi forstår stjernerne bedre. Vi kan også lære noget om fysikenslov, så vi ikke har nogen mulighed for at teste på andre måder. Så derfor følg med i, hvad der foregår med kepler. Det bliver meget, meget spændende. De resultater, vi får de næste år for keplersatlichen.