1
Hydrostatisk likevekt gj?r at hvis vi ser p? gass inne i sola, s? vil trykk-kreftene (fra gass og str?ling) undenfra n?yaktig oppveie tyngdekrafta og trykk-kreftene ovenfra. Da vil ikke gassen hverken stige eller synke. For ? oppn? en slik likevekt, m? alts? trykket ?ke innover mot sentrum slik at trykket hele tiden er st?rre undenfra en ovenfra.

2
Prinsippet om maksimal aldring sier at et legeme i fri flyt (som det ikke virker krefter p?) tar den veien gjennom tidrommet som gj?r at de eldest mest mulig, alts? at egentidsklokka f?r flest mulig tikk.
Siden egentid ogs? m?ler tidromsavstand, betyr dette at legemet tar den veien i tidrommet som gir mest mulig tidromsavstand.
I Lorentz-geometri er det den rette linja mellom to eventer som gir st?rs mulig tidromsavstand.
Rett linje tilsvarer at avstandsendring i rom og tid hele tiden er lik og dermed tilsvarer konstant fart.
Et objekt i fri flyt vil derfor g? med konstant fart, som er Newtons f?rste lov.

3
bil 1: konstant fart, deltax/deltat som tilsvarer helningen p? linja m? v?re konstant
bil 2: fortsatt konstant, men h?yere fart, deltax er st?rre for tilsvarende deltat som betyr st?rre helning, men mindre enn 45 grader som er lysfart
bil 3: i ro betyr deltax=0 som blir en vertikal linje, og s? ?ker helningen gradvis til den f?r samme helning som bil2

4
En 4-vektor er avhengig av referansesystem. Dvs. at forskjellige observat?rer vil finne forskjellige verdier for komponentene i en 4-vektor. Man transformerer en 4-vektor fra et ref.system til et annet via Lorentzmatrisa.

5
Resultatet av at  4-vektor som ganges eller deles med en st?rrelse som ikke er en skalar (invariant, lik i alle ref.syst.), blir ikke til en 4-vektor. Dvs. at for ? f? en 4-vektor til resultat, m? en 4-vektor ganges eller deles med en skalar st?rrelse, i dette tilfellet t' som tilsvarer den invariante egntiden.

6
21cm-linja for en galakser kommer fra 21cm-str?ling fra gass-skyer.
Siden disse gass-skyene g?r i bane rundt sentrum i galaksen, blir str?lingen Dopplerforsk?vet, forskjellige radielle hastigheter (langs synslinja) gir forskjellige Dopplerforskyvning og dermed en bredde p? linja.
Bredden p? linja avgj?res av de gass-skyene med st?rst radiell fart i forhold til oss.
Vi vet at galaktiske rotasjonskurver flater ut slik at gass-skyene i de ytterste delene av galaksen alle har omtrent samme hastighet som avhenger av den totale massen til galaksen (m?rk + lysende)
Jo st?rre total masse, jo mer lysende materie, og dermed jo st?rre luminositet og vi kan derfor finne luminositeten til galaksen fra bredden p? 21cm-lnja som kalles Tully-Fisher-relasjonen.

7
omkring 15 millioner grader. CNO krever h?yest temp.

8
Har sammenhengen at M er proporsjonal med T^2 der T er overflatetemp. Setter opp denne relasjonen for sola og for den ukjente stjerna og deler relasjonene p? hverandre. F?r da M=Msol*((T/Tsol)^2 som gir at 16 ganger st?rre masse.

9
Fargeindeks er forskjellen mellom st?rrelseklassen tatt i to forskjellige b?lgelengdeomr?der, f.eks. B-V = m_B - m_V som er bl? minus visuell (gul/gr?nn). Hvis en stjerne har h?y temperatur, vil den pga. Planck-kurven str?le mer i bl?tt lys (h?y energi) i forhold til gul/gr?nt enn en stjerne med lav temperatur. Stjerna med h?y temperatur vil derfor kunne ha lavere m_B enn m_V mens stjerna med lav temp. vil kunne ha h?yere m_B enn m_V som viser at B-V vil v?re forskjellig pga. temperaturen.

10
En n?ytronstjerne er en rest av kjernen til en d?ende stjerne der gravitasjonskollaps har gjort at elektroner og protoner har sl?tt seg sammen og gjort at stjerna til en stor grad best?r av n?ytroner. Tettheten er s? h?y at n?ytronene er degenererte. Dette er en kvanteeffekt som oppst?r siden n?ytronene er Fermioner og kun et elektron kan ha en gitt energitilstand. Ved h?y tetthet vil de laveste energitilstandende v?re opptatt og man trenger ? gj?re et arbeid for ? gi n?ytronene st?rre energi for ? kunne trykke n?ytronene tettere sammen, det s?kalte n?ytrondegenerasjonstrykket som motst?r tyngdekraften.