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.

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.

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.

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.

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.

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).

• big bang
• kosmologi
• kosmisk bakgrunnsstråling
• verdensrommet