Utsnitt av Hubble Deep Field av /NASA, ESA. NASA ikke-kommersiell

kosmologi

I moderne astronomi er kosmologi læren om universet sett som et hele, slik det var i fortiden, hvordan det er nå, og hvordan det vil utvikle seg i fremtiden.

Faktaboks

Uttale
kosmologˈi
Etymologi
av gresk ‘(verdens)ordning’ og -logi

Den totale fordeling av energi i form av materie, stråling og såkalt mørk energi bestemmer tidsutviklingen av rommets ekspansjon.

Kosmologiske modeller

En kosmologisk modell i moderne forstand består av en teori for tyngdekraften, som bestemmer hvordan universets utvidelse endres med tiden, og et sett av komponenter som er kilder til tyngdekraft over kosmologiske avstander.

Dagens kosmologiske modell

Siden slutten av 1990-tallet har mengden og kvaliteten på observasjoner som har betydning for kosmologien økt. Det er bred enighet om at dagens modell gir en god beskrivelse av de fleste av dem. Dagens modell kalles ΛCDM-modellen.

Den generelle relativitetsteorien beskriver rommets utvidelse i modellen. Tidsutviklingen til utvidelseshastigheten styres av universets massetetthet og energitetthet, som får bidrag fra følgende komponenter:

  • Den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Denne strålingen spilte en betydelig rolle i de første 50 000 år av universets historie, men gir et ubetydelig bidrag til energitettheten i dag.
  • Baryonisk materie. Innen kosmologi er baryonisk materie vanlig materie, altså det som er bygget opp av protoner, nøytroner og elektroner.
  • Kald mørk materie. «Kald» betyr her at partiklene den består av beveget seg med lave hastigheter målt i forhold til lysets fart i tomt rom da de falt ut av likevekt med de øvrige bestanddelene i universet. «Mørk» betyr at partiklene vekselvirker for svakt med elektromagnetisk stråling til at den kan sees. Usynlig eller gjennomsiktig materie ville ha vært mer beskrivende navn.
  • Nøytrinoer. Deres små masser tilsier at etter hvert som universet har utvidet seg og de har blitt kjølt ned, har de gått fra å oppføre seg som stråling til å utgjøre en liten del av den mørke materien.
  • Den kosmologiske konstanten, Λ. Denne kan ses på som en kilde til frastøtende tyngdekraft, og er nødvendig i modellen for å beskrive observasjoner som viser at universet nå utvider seg med økende hastighet. Det er mye vi ikke forstår om denne størrelsen, men vi vet at den får bidrag fra såkalt Lorentz-invariant vakuumenergi. Forsøk på å beregne dette bidraget med dagens teorier gir meningsløse resultater, og er en grunn til at mange kosmologer ønsker å erstatte den med en annen form for såkalt mørk energi. Slik begrepet brukes i dag, er den kosmologiske konstanten en form for mørk energi, og må, til tross for problemene med å forstå den teoretisk, likevel regnes som den formen som er best forklart basert på det som er kjent i dag.

For å beskrive dannelsen av strukturer som galakser og galaksehoper i universet, legger man i tillegg til en antagelse om hvordan de opprinnelige variasjonene i materietetthet fordelte seg mellom ulike lengdeskalaer. Det er vanlig å begrunne denne antagelsen ved å postulere at universet svært tidlig i sin historie gjennomgikk en fase med tilnærmet eksponentiell utvidelse, såkalt inflasjon. Variasjonene i tetthet kan da forklares og beregnes ved å bruke kvantefysikk på energien som drev denne inflasjonsfasen.

Det er fortsatt mye arbeid som gjenstår med ΛCDM-modellen. Kosmologer arbeider i dag med å påvise mørk materie direkte, med å utvikle og teste modeller for mørk energi, og med å finne empiriske bevis på at inflasjon fant sted, i tillegg til å utvikle alternativer til disse.

Så langt er det imidlertid lite i observasjonene som peker ut et klart alternativ til ΛCDM-modellen.

Universets fortid

Universet var opprinnelig fylt av materie som bestod av energirike elementærpartikler og stråling med høy intensitet: «varmt big bang». Hvordan universet var før denne starten, vet man intet om. Det er vanlig å anta at både tid og rom ble til ved starten. Ved å anvende kjent teori fra partikkelfysikk kan man beskrive mye av det som foregikk i Universet i de første brøkdeler av et sekund. Kvarker dannet etter hvert protoner og nøytroner, og i tillegg var Universet fylt av elektroner, nøytrinoer og energirik gammastråling.

Utviklingen videre beskrives av velkjent kjernefysikk. Detaljerte beregninger gir som resultat at i løpet av det første kvarteret ble cirka 25 prosent av protonene og nøytronene omdannet til helium atomkjerner. Resten, det vil si 75 prosent av materien, var hydrogen. Dette stemmer meget godt med observasjoner av disse grunnstoffenes hyppighet, og styrker derfor teorien om et varmt big bang.

Etter hvert som universet utvidet seg, ble materien avkjølt, og det ble dannet stjerner og galakser. Strålingen ble mindre intens, men man kan ennå observere restene av den. Mens strålingen opprinnelig hadde en energi som tilsvarte flere milliarder grader Celsius, er den nå blitt avkjølt til –270 °C, bare 3 grader over det absolutte nullpunkt, og man observerer den typisk på bølgelengder i millimeter- og centimeter-området (se kosmisk bakgrunnsstråling). Observasjoner av denne bakgrunnsstrålingen har fått stor betydning i de senere årene.

Universet i fremtiden

Hvordan universet vil utvikle seg i fremtiden er ennå uvisst, men observasjoner tyder på at utvidelsen vil fortsette i det uendelige slik at avstanden mellom galaksene vil øke i det uendelige. Stjernene vil etter hvert dø ut, og man ender med et mørkt, kaldt og praktisk talt tomt univers.

Les mer i Store norske leksikon

Kommentarer

Kommentaren din publiseres her. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan.

Du må være logget inn for å kommentere.

eller registrer deg