universet

universet, alt som eksisterer av rom, materie og stråling. Læren om universet kalles kosmologi.

Universets utvidelse

Fra ca. 1930 har man gjort store fremskritt i forståelsen av universets oppbygning og utvikling. Først og fremst skyldes dette observasjoner utført av bl.a. E. Hubble av fjerne galakser. I slutten av 1920-årene ble det klart fra undersøkelser av galaksenes bevegelse at hele universet utvidet seg. Galaksene har en tendens til å være samlet i grupper eller større hoper (se galakse). Universets utvidelse forstås slik at alle store avstander, f.eks. avstander mellom hopene, øker med tiden. Og jo større avstanden er, desto større er hastigheten de fjerner seg fra hverandre med (Hubbles lov). Uansett hvor man måtte befinne seg i universet, ville man observere at Hubbles lov var gyldig. Galaksenes bevegelse blir bestemt ved å måle forskyvningen av linjene i spekteret, som, med noen få unntak for de nærmeste galaksene, alltid er mot lengre bølgelengder, altså mot rødt. Denne rødforskyvningen er kun en effekt av rommets utvidelse.

Universets opphav

Stor betydning har også Einsteins gravitasjonsteori (generell relativitetsteori, se relativitetsteorien) hatt. Ved hjelp av den har man laget forenklede modeller for universet (kosmologiske modeller). Disse forteller bl.a. hvor lang tid det har gått siden utvidelsen startet, dvs. universets alder. Man regner nå med en alder på ca. 14 milliarder år. Startfasen har fått betegnelsen big bang. Utvidelsen startet ikke som en eksplosjon hvor materie ble slynget ut fra ett sted, men samtidig overalt i verdensrommet, enten det var uendelig i utstrekning eller endelig (men da et rom med tre dimensjoner som er krummet i seg selv, analogt til det et rom i to dimensjoner gjør når det danner en lukket flate, for eks. en kuleflate).

Fremtidig utvikling

Det er to muligheter for universets fremtidige utvikling: a) Universet vil fortsette å utvide seg i all fremtid. Dvs. at når lang tid er gått, vil bare galaksene som tilhører vår lokale gruppe, være synlig for en observatør på Jorden, de øvrige vil være for langt borte. b) Utvidelsen vil en gang stoppe opp og gå over i en fase med sammentrekning, – helt til alle strukturer som galakser og stjerner er brutt sammen. Universet ender da i en tilstand med meget stor densitet (tetthet) og høy temperatur, en «ildmørje» lik begynnelsestilstanden. Observasjonene er foreløpig ikke gode nok til å skille definitivt mellom de to mulighetene. Avgjørende for utviklingen er hvor stor bremseeffekten på ekspansjonshastigheten er. Bremsingen skyldes den gjensidige gravitasjonsvirkning mellom all materie i universet. Den største usikkerhetsfaktoren er mengden mørk materie. Man vet ikke sikkert hva denne mørke materien består av, men man regner med at den kan utgjøre 90 % av all materie i universet. Det er imidlertid uvisst om dette er nok til å stoppe ekspansjonen. Senere års observasjoner av supernovaeksplosjoner i fjerne galakser tyder nemlig på at universets utvidelse ikke bremses, men tvert imot går raskere og raskere. For å «forklare» denne akselerasjonen, har man innført begrepet mørk energi, som virker som en frastøtende kraft på rommet selv. Denne kraften kan være knyttet til egenskaper ved vakuum og beskrives ved den kosmologiske konstant i Einsteins ligninger.

Tregradersstrålingen

I 1965 oppdaget man at universet, i tillegg til materien og strålingen fra stjerner, har en strålingskomponent med bølgelengde i mm- og cm-området (mikrobølger). Den tilsvarer strålingen fra et legeme ca. –270 °C, altså tre grader over det absolutte nullpunkt (tregradersstrålingen). Denne strålingen fyller hele universet og er «restene» av den meget intense og varme strålingen som fylte universet i den tidligste ildmørje-epoken. Ved hjelp av denne oppdagelsen, Einsteins teori og Hubbles lov, kan man nå gjøre detaljerte beregninger av forholdene i universet i tidligere epoker, helt tilbake til brøkdeler av et sekund etter starten på utvidelsen. Beregningene er basert på velkjent fysikk og gir resultater som, med forbausende nøyaktighet, stemmer med observasjoner som kan utføres i dag. Det gjelder spesielt hyppigheten av de letteste grunnstoffene og strukturer i tregradersstrålingen. Betrakter man denne strålingen som partikler (i stedet for bølger), er deres antall over en milliard ganger større enn samtlige partikler som utgjør all masse i universet. Energimessig er det imidlertid massen som dominerer over all stråling. Senere års observasjoner av denne bakgrunnsstrålingen, og spesielt nøyaktige målinger av forskjeller i temperaturen av strålingen fra forskjellige områder av himmelen, har gitt viktig kunnskap og bedre forståelse av vårt univers og da spesielt dannelsen av de store strukturer og deres utvikling.

Avstander

Som mål for avstander i verdensrommet benyttes ofte lysår, som er den veilengde lyset tilbakelegger i løpet av ett år (1 lysår = 9,46 ·10¹² km = 9,46 billioner km). Astronomer benytter ofte lengdeenheten parsec, som er 3,26 lysår. Lyshastigheten er på 300 000 km/s, og lyset bruker ca. 8 min fra Solen til Jorden; men det bruker vel 4 år på veien fra den nærmeste stjernen, Alfa Centauri. Man kan få et visst begrep om denne avstanden ved å lage en enkel modell i en målestokk på 1:10 milliarder. I denne modellen blir Solen bare som en grapefrukt med en diameter på 14 cm, og Jorden ville i denne modellen være passende representert ved et grovt sandkorn som beveger seg rundt «Solen» i en avstand på 15 m. Avstanden fra Solen ut til den ytterste planeten, Neptun, ville være ca. 450 m, mens avstanden til nærmeste stjerne ville tilsvare avstanden Oslo – Kanariøyene. For å få representert større avstander (dimensjonen for vår galakse, avstanden til andre galakser), må man øke målestokken drastisk.

Galakser

Omtrent alle stjernene vi kan observere er samlet i ett system, vår galakse, Melkeveisystemet, som har form som en diskos. Solen ligger noenlunde i symmetriplanet for diskosen ved ca. ²/₃ av avstanden ut fra senteret. Vi observerer selve diskosplanet som et lysende tåkebånd over himmelen, Melkeveien. Egentlig består dette båndet av svært mange stjerner som tilsynelatende står tett sammen. De fleste befinner seg også langt borte og er tilsvarende svake. Bortsett fra de nærmeste stjernene greier man derfor ikke med det blotte øye å skille de enkelte stjernene fra hverandre. Størrelsen på denne diskosen er ca. 100 000 lysår, og den inneholder ca. 200 milliarder stjerner. Vår galakse inneholder ca. 10 % støv og gass, resten er stjerner, og i de ytre områdene: mørk materie. Hele galaksen med stjerner og gass og støvskyer roterer rundt sin symmetriakse. Solen bruker for eksempel ca. 200 mill. år på ett omløp rundt galaksesenteret. Hastigheten er ca. 250 km/s. Galaksens rotasjon er slik at spiralarmene henger etter i bevegelsen.

Tre andre galakser kan observeres med det blotte øye, Andromedagalaksen og de to Magellanske skyene, som begge finnes på sørhimmelen. Andromedagalaksen ligger i en avstand på vel to millioner lysår. Galaksene inndeles gjerne i følgende hovedtyper: spiralgalakser, stangspiraler, elliptiske galakser og irregulære galakser. Antallet slike stjernesystemer man kan observere med de største teleskoper, er ca. hundre milliarder. De fjerneste man til nå har observert, er i en avstand på over 12 milliarder lysår. Galaksene regnes som universets byggesteiner.

Universets utvikling

Ved big bang mener man at alle kreftene var forskjellige aspekter av samme kraft, urkraften. Etter hvert som universet ble kjølt ned og ekspanderte, fremstod de forskjellige kreftene slik vi ser dem i dag . Se artiklene big bang, elementærpartikkelfysikk, forent teori , kvantegravitasjon.