universet

En illustrasjon av hvordan universet har utviklet seg siden big bang. Universets alder øker oppover i figuren. Legg merke til at tiden i figuren ikke øker jevnt; den første delen av universets historie er kraftig forstørret.
universets historie

Universets nåværende innhold

68% mørk energi 68
27% mørk materie 27
5% atomer 5
Kilde: ESA (European Space Agency)

Artikkelstart

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

Faktaboks

Uttale
univˈerset
Etymologi
fra latin av universus ‘altomfattende’, av uni- og versus ‘vendt’, egentlig ‘vendt til ett’

Universet er fylt av varm gass, kaldt støv og stjerner. Det er også mye som tyder på at det er 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 delen av universet som vi kan observere, inneholder over tusen milliarder galakser.

Mellom stjernene og galaksene er det nesten tomt, men likevel ikke helt tomt. Den gjennomsnittlige tettheten i universet er omtrent det samme som tre 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. Men den observerbare delen av universet har en begrenset utstrekning. Observasjoner og beregninger har vist at universet oppsto for omtrent 13,8 milliarder år siden. Det betyr at vi bare kan se objekter som er nær nok til at lyset ikke har brukt mer enn 13,8 milliarder år på å bevege seg til Jorden. Lyset fra fjernere områder har ikke kommet frem til Jorden 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 tre og tre kvarker seg sammen og dannet de første protonene og nøytronene. Ti minutter seinere ble en fjerdedel av materien omdannet til heliumatomkjerner, og 380 000 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.

En vanlig måte å beskrive innholdet av universet på, er å si at universet i dag består av omtrent 68 prosent mørk energi, 27 prosent mørk materie og 5 prosent vanlig materie (se figur). Disse tallene kommer fra blant annet svært nøyaktige observasjoner fra Planck-satellitten. Vi vet ennå ikke hva den mørke energien og den mørke materien er. Det er fortsatt usikkerheter og faglig diskusjon knyttet til disse begrepene.

Avstander i universet

Som mål for avstander i verdensrommet benyttes ofte lysår, som er den avstanden 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 omtrent åtte minutter fra Solen til Jorden. På avstanden fra den nærmeste stjernen, Alfa Centauri, og frem til Jorden, bruker lyset over fire år.

Man kan få et visst begrep om hvor store avstandene i universet er, ved å lage en enkel modell i en målestokk på 1:10 milliarder. I denne modellen blir Solen 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 meter. Avstanden fra Solen ut til den ytterste planeten, Neptun, ville da være omtrent 450 meter, mens avstanden til nærmeste stjerne ville være omtrent avstanden mellom Oslo og Kanariøyene. For å få representert større avstander (dimensjonen for vår galakse, avstanden til andre galakser), må man minske målestokken drastisk.

Galakser

Et bilde fra Hubble-teleskopet som viser et lite område på himmelen. De lysende prikkene og flekkene er galakser, og bildet inneholder omtrent 30 000 galakser. For de fjerneste galaksene på bildet har lyset reist ni milliarder år før det nådde oss. Lyset har blitt rødforskjøvet, og de fjerne galaksene er derfor mer røde enn de nære.
Av .
Lisens: CC BY 2.0
Kunstnerisk fremstilling av Melkeveien som viser navnene på de forskjellige spiralarmene. Solen (merket Sun i bildet) befinner seg i Orionarmen (merket Orion Spur).
Av .
Lisens: CC BY 4.0

Alle stjernene vi kan se med det blotte øyet på himmelen, er samlet i ett system. Dette er vår galakse, Melkeveisystemet, som har form som en diskos. Solen ligger omtrent i symmetriplanet for diskosen ved cirka 2/3 av avstanden ut fra senteret. Vi kan se selve diskosplanet som et lysende tåkebånd over himmelen. Dette båndet kalles Melkeveien. Egentlig består dette båndet av svært mange stjerner som bare tilsynelatende er tett sammen. De fleste stjernene 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 Melkeveisystemet er om lag 100 000 lysår, og den inneholder mellom 100 milliarder og 400 milliarder stjerner.

Melkeveien inneholder om lag ti prosent støv og gass. Resten er stjerner og den stipulerte mørke materien. Den mørke materien antas å strekke seg mye lenger ut fra sentrum enn de synlige delene av galaksen. Hele galaksen med stjerner og gass og støvskyer roterer rundt sin symmetriakse. Solen bruker for eksempel rundt 200 millioner år på ett omløp rundt galaksesenteret. Hastigheten er cirka 250 km/s. Galaksens rotasjon er slik at spiralarmene henger etter i bevegelsen.

Tre andre galakser kan observeres med det blotte øyet; Andromedagalaksen og de to Magellanske skyene. De Magellanske skyene kan sees på den sørlige himmelhalvkule, og kan dermed ikke sees fra Norge. Andromedagalaksen ligger omtrent to millioner lysår unna oss.

Galakser deles gjerne inn i følgende hovedtyper: spiralgalakser, stangspiraler, elliptiske galakser og irregulære galakser. Antallet galakser man kan observere med de største teleskoper, er cirka hundre milliarder. De fjerneste man til nå har observert er i en avstand på over tolv milliarder lysår.

Universets begynnelse

Universet kan i prinsippet har ulike typer geometri; det kan ha positiv krumning, negativ krumning eller være flatt. Figuren viser todimensjonale flater med ulik krumning. Det tredimensjonale kan også ha en krumning, men det er vanskelig å visualisere. Summen av vinklene i en trekant er større enn 180 grader på en flate med positiv krumning. I midten er en flate med negativ krumning. På en slik flate er summen av vinklene i en trekant mindre enn 180 grader. Nederst er et plan. Det har evklidsk geometri, og planet har ingen krumning. Her er summen av vinklene i en trekant 180 grader.

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 nesten null og temperaturen svært høy. Denne starttilstanden fant sted for 13,8 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 én 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», det vil si 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, og også at det har samme egenskaper overalt. Samme egenskaper overalt betyr at hvis vi deler opp universet i terninger med sidekanter på minst én milliard lysår, så er alle disse terningene like, hvis vi ser bort fra lokale irregulariteter. Dette kosmologiske prinsipp er ofte beskrevet ved å si at universet er isotropt (samme egenskaper i alle retninger) og homogent (samme egenskaper overalt) i stor skala.

Universets utvikling

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, det vil si hvor hydrogen fusjonerte til helium. Etter et kvarter besto omtrent 75 prosent av den vanlige materien av hydrogen og 25 prosent av helium. I tillegg var det såkalt mørk materie. Hva denne 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. Dette er fordi vi ser et objekt slik det var da det sendte ut den strålingen vi observerer. Dette betyr at den kosmiske 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 én milliard år gammelt, 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 svært høyt 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 det kunne oppstå liv på Jorden.

Universets innhold

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 åtte milliarder år fremover, dominerte materien universets utvikling. Materiens tiltrekkende gravitasjon gjorde at ekspansjonshastigheten bremset ned.

Den mørke energien har en merkelig egenskap. Etter at inflasjonsperioden tok slutt har dens tetthet holdt seg konstant. Både strålingens og materiens tetthet har hele tiden avtatt under ekspansjonen. For omtrent seks 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.

Den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen

Strålingen fra universets opprinnelse hadde opprinnelig en energi som tilsvarte flere milliarder grader Celsius, men den er 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.
Av /ESA.

Temperaturen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, som var 3000 grader varm 380 000 år etter at vårt univers oppsto, har nå sunket til 2,7 kelvin, det vil si 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 mye informasjon om universets egenskaper på den tiden 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 én hundretusendels grad.

En grundig analyse av observasjonsdataene har vist at de stemmer godt med forutsigelsen fra inflasjonsmodellene av universets begynnelse. Spekteret av temperaturvariasjoner er slik disse modellene forutsier, og det er ingen tegn på at rommet ikke er flatt (euklidsk).

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