universet

Del av galaksen NGC 1448

ESA/Hubble & NASA. Frigitt

Universets nåværende innhold Forstørr Forminsk

74% mørk energi 74
22% mørk materie 22
4% atomer 4

Kilde: Øyvind Grøn

Universet er alt som eksisterer av rom, energi og materie. Læren om universet sett som en helhet kalles kosmologi.

Universet er fylt av varm gass, kaldt støv, stjerner og to bestanddeler vi ikke vet hva er: mørk materie og mørk energi. Stjernene er samlet i galakser. Solsystemet som Jorden tilhører befinner seg i en middels stor galakse kalt Melkeveien. Den har mellom hundre milliarder og fire hundre milliarder stjerner. Den observerbare delen av universet inneholder over tusen milliarder galakser.

Mellom stjernene og galaksene er det nesten tomt, men likevel ikke helt tomt. Den gjennomsnittlige tettheten i universet svarer omtrent til 3 hydrogenatomer per kubikkmeter. Mer presist er tallet 5·10-27 (tall på standardform) kg/m3 (kilogram per kubikkmeter).

Universet utvider seg. Kanskje er universet uendelig stort, for det har ingen grenser. Men den observerbare delen av universet er endelig. Observasjoner og beregninger har vist at universet oppsto for omtrent 13,7 milliarder år siden. Det betyr at vi bare kan se objekter som er nær nok til at lyset ikke har brukt mer enn 13,7 milliarder år på å bevege seg til jorda. Lyset fra fjernere områder har ikke kommet frem til jorda, ennå.

Universet oppsto i en kosmisk eksplosjon som kalles Big Bang. Helt i starten eksisterte et plasma av frie kvarker, elektroner og nøytrinoer samt energirik elektromagnetisk stråling. Etter et hundetusendels sekund slo 3 og 3 kvarker seg sammen og dannet de første protonene og nøytronene. Ti minutter seinere ble en fjerdedel av materien omdannet til heliumatomkjerner, og 380 tusen år senere ble de første nøytrale atomene dannet. Omtrent to hundre millioner år etter starten ble de første stjernene dannet. Vårt solsystem oppsto mye senere – for omtrent fire og en halv milliarder år siden. 

Universet er nå fylt av omtrent 74 % mørk energi, 22 % mørk materie og 4 % vanlig materie (se figur). Man vet ennå ikke hva den mørke energien og den mørke materien er.

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 bruker ofte lengdeenheten parsec, som er 3,26 lysår. Lysets hastighet er 300 000 km/s, og lyset bruker ca. 8 min fra Solen til Jorden; men det bruker over 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 minske målestokken drastisk.

Alle stjernene vi kan se med det blotte øyet på himmelen 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. De Magellanske skyene kan sees på den sørlige himmelhalvkulen. Andromedagalaksen ligger omtrent to millioner lysår unna oss.

Galakser deles gjerne inn 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.

Avstandene vokser og temperaturen synker når universet utvider seg. Det betyr at avstandene var mindre før, og temperaturen høyere. Går vi langt nok tilbake i tid kommer vi til et tidspunkt da avstandene var null og temperaturen uendelig høy. Denne start-tilstanden fant sted for 13,7 milliarder år siden.

Relativitetsteorien sier at universet kan ha oppstått fylt av en «mørk energi» med en enorm tetthet. Denne energien forårsaket frastøtende gravitasjon, og det oppsto en akselerert ekspansjon – en slags kosmisk eksplosjon som populært kalles Big Bang eller «kjempesmellet». Denne perioden kalles inflasjonsperioden og varte ifølge beregningene bare i 10-33 sekund (tall på standardform).  

I begynnelsen av denne perioden oppsto kvantefluktuasjoner som forårsaket ujevnheter i energitettheten, og disse var kimene til de store ujevnhetene som det en milliard år senere utviklet seg galaksehoper fra.

Ifølge relativitetsteorien kan rommet være krumt. I et krumt rom vil lyset ikke bevege seg linjalrett. Hvis rommet har positiv krumning, vil to lysstråler som starter med å være parallelle bøye seg mot hverandre, og hvis rommet har negativ krumning, vil de bøye seg vekk fra hverandre. I et såkalt «flatt rom», dvs. et rom med Euklidsk romlig geometri, vil lysstrålene forbli parallelle.

Et univers med Euklidsk romlig geometri kalles et «flatt univers». Energitettheten (eller massetettheten) i et flatt univers kalles den kritiske tettheten. Universet nærmet seg den kritiske tettheten under inflasjonsperioden. Ved avslutningen av denne perioden var universet praktisk talt flatt.

Observasjoner tyder på at universet har samme egenskaper i alle retninger når vi observerer langt nok utover, si en milliard lysår utover. Observasjonene tyder også på at hvis vi deler opp universet i terninger med sidekant på minst en milliard lysår, så er alle terningene like. Disse egenskapene omtales i fagmiljøet ved å si at universet er isotropt (samme egenskaper i alle retninger) og homogent (samme egenskaper over alt) i stor skala (når vi ser på områder med utstrekning på minst en milliard lysår).

Da inflasjonsperioden tok slutt 10-33 sekund etter starten gikk nesten all den mørke energien over til elektromagnetisk stråling samt kvarker, elektroner og nøytrinoer. Omtrent et hundretusendels sekund senere slo tre og tre kvarker seg sammen og dannet protoner og nøytroner. Så kom en periode med omtrent ti minutters varighet der den såkalte kosmiske nukleosyntesen skjedde, dvs. hvor hydrogen fusjonerte til helium. Etter et kvarter besto omtrent 75% av den vanlige materien av hydrogen og 25% av helium. I tillegg var det såkalt mørk materie. Hva det besto av, og fortsatt består av, er det ingen som vet.

Det var høy temperatur i universet. Strålingen var energirik, og materien eksisterte som et glohett plasma med ladde partikler; protoner og elektroner og alfapartikler som består av to protoner og to nøytroner. Alfapartikler er det samme som atomkjernene til helium. På denne tiden var universet ugjennomsiktig. Men tre hundre og åtti tusen år senere var temperaturen sunket til tre tusen grader. Da fanget protonene og alfapartiklene inn elektroner og dannet universets første nøytrale atomer, hydrogen- og heliumatomer. Dette førte også til at universet ble gjennomsiktig.

Nå kunne den elektromagnetiske strålingen bevege seg fritt. Strålingen vi fanger opp når vi observerer den kosmiske mikrobølgestrålingen, kommer fra denne tiden.

Når vi ser utover i universet, ser vi bakover i tid, for vi ser et objekt slik det var da det sendte ut den strålingen vi observerer. Dette betyr at den kosmiske mikrobølge bakgrunnsstrålingen er vårt vindu til den fjerneste fortid vi kan se – fire hundre tusen år etter at universet oppsto.

Noen hundre millioner år senere ble de første stjernene dannet, og da universet var en milliard år gammel var de første galaksene i gang med å utvikle seg.

De første stjernene var større enn de som dannes nå. Men de fusjonerte hydrogen til helium i et forrykende tempo, så de hadde kortere levetid enn stjerner med mindre masse. Da de hadde brukt opp hydrogenet de var i stand til å fusjonere, begynte de å produsere tyngre grunnstoffer i en kort periode, og så eksploderte de i voldsomme supernovaeksplosjoner. Dermed ble den interstellare materien beriket med tyngre grunnstoffer, slik at den neste generasjonen av stjerner hadde et innslag av grunnstoffer tyngre enn helium. Solsystemet ble dannet for omtrent 4,5 milliarder år siden av materie som inneholdt tilstrekkelig med tunge grunnstoffer til at det kunne dannes steinplaneter i solsystemet. Dette var en forutsetning for at livet kunne oppstå på jorda.

Det var tre hovedingredienser i universet: stråling, materie og mørk energi. Strålingen dominerte universets utvikling de første femti tusen årene. Men strålingens tetthet avtok raskere enn materietettheten. Fra universet var femti tusen år og omtrent 8 milliarder år fremover dominerte materien universets utvikling. Materiens tiltrekkende gravitasjon gjorde at ekspansjonshastigheten bremset ned.

Den mørke energien har en merkelig egenskap. Etter at inflasjonperioden tok slutt har dens tetthet holdt seg konstant. Både strålingens og materiens tetthet har hele tiden avtatt under ekspansjonen. For omtrent 6 milliarder år siden begynte den mørke energien å få avgjørende betydning for hvordan universets ekspansjonshastighet endret seg. Den mørke energiens frastøtende gravitasjon gjorde at ekspansjonsfarten begynte å øke.

Denne tendensen vil fortsette. Slik det ser ut med de kunnskapene vi har nå, vil universets ekspansjon aldri ta slutt. Ekspansjonen vil bli raskere og raskere.

Temperaturen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, som var 3000 grader varm 380 000 år etter at vårt univers oppsto, har nå sunket til 2,7 grader Kelvin, dvs. minus 270,3 grader Celsius. Denne strålingen ble for første gang registrert i 1965. På grunn av forskjellene i tetthet i det kosmiske plasma er det et mønster av ørsmå temperaturvariasjoner i bakgrunnsstrålingen. De inneholder en mengde informasjon om universets egenskaper da strålingen ble sendt ut. Ved hjelp av Planck-satellitten har man nå greid å måle temperaturvariasjonene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen med en nøyaktighet på en hundre tusendels grad.

En grundig analyse av observasjonsdataene her vist at de stemmer godt med forutsigelsen fra i inflasjonsmodellene av universets begynnelse. Spekteret av temperaturvariasjoner er slik disse modellene forutsier, og det er ingen tegn på avvik fra Euklidsk geometri for 3-rommet. Det er imidlertid konstruert over hundre forskjellige inflasjonsmodeller, og nå arbeider forskerne med å prøve å finne ut hvilke som kan kasseres fordi de ikke stemmer med observasjonsdataene. 

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål om artikkelen? Skriv her, så får du svar fra fagansvarlig eller redaktør.

Du må være logget inn for å kommentere.