11  Big Bang

11.1 Rødforskydning

Nøglen til at måle hastigheder er den fysiske effekt, der kaldes rødforskydning. Fænomenet minder meget om Doppler-effekten, som man måske kender det fra lyd: Når en ambulance passerer, ændres lydbilledet. Mens ambulancen er på vej hen mod en person der står stille, er frekvensen af den lyd, personen hører lidt højere, end den ville være, hvis ambulancen stod stille. Og når ambulancen er på vej væk, er frekvensen tilsvarende lidt lavere.

Dopplereffekten

Fænomenet kan forklares med at bølgerne “hober sig op” i lydkildens bevægelsesretning. Det skyldes at lydbølgerne bevæger sig med konstant hastighed, men mellem hver gang lydkilden udsender en bølgetop, har den bevæget sig en smule i bevægelsesretningen. Derfor bliver der lidt kortere mellem bølgetoppene i bevægelsesretning og lidt længere modsat bevægelsesretningen, som vist på figur 10.2. Og da kortere bølgelængde betyder højere frekvens, vil en person, der hører en ambulance på vej imod sig, høre en højere frekvens. Og omvendt for en ambulance på vej væk.

Man kan se de samme effekt med lys, men fysikken bag ved kan ikke forklares på samme måde (en fuld forklaring kræver at man anvender Einsteins specielle relativitetsteori). For lys kaldes effekten rødforskydning når lyskilden bevæger sig væk i forhold til modtageren, og blåforskydning, når lyskilden nærmer sig modtageren, som illustreret på figur 10.2. Navnet skyldes at bølgelængderne af synligt lys forkydes mod den rødlige ende af spektret (altså længere bælgelængder), når lyskilden bevæger sig væk fra modtageren af lyset, og den blå ende (korte bølgelængder) når lyskilden bevæger sig hen mod modtageren.

Rød- og blåforskydning af lys. Kilde: wikipedia

Det er muligt at måle, hvor stor rødforskydningen er. Det kan gøres meget præcist, hvis man ser på hvordan spektrallinjerne i f.eks. et aborptionsspektrum ændrer sig. På figur 10.3 ses øverst, hvordan absorptionsspektret ser ud for en lyskilde, der ikke bevæger sig. Bølgelængder målt i forhold til en stillestående lyskilde kaldes for laboratoriebølgelængder. Nederst ses, hvordan det samme spektrum vil se ud, hvis lyskilden bevæger sig bort fra modtageren. Alle spektrallinjerne er skiftet mod længere bølgelængder, som vist med de hvide pile.

Hvis man måler en bølgelængde, lad os kalde den \(\lambda_{\text{modtaget}}\), i et spektrum, og kender den tilsvarende laboratoriebølgelængde, \(\lambda_{\text{udsendt}}\) (det kunne f.eks. være en spektrallinje for hydrogen), defineres rødforskydningen, \(z\), som \[ z = \frac{\lambda_{\text{modtaget}}-\lambda_{\text{udsendt}}}{\lambda_{\text{udsendt}}} \]

Rødforskydning af spektrallinjer. Kilde: wikipedia

Eksempel: H-alfa overgangen er en linje i hydrogen-spektret, der har bølgelængden \(\lambda = {656{,}3}~\text{nm}\). I spektret fra galaksen M87 kan man se, at denne linje har skiftet bølgelængde til \(\lambda_\text{modtaget}={659{,}2}~\text{nm}\). Man kan derfor beregne M87’s rødforskydning til at være \[ z = \frac{\lambda_{\text{modtaget}}-\lambda_{\text{udsendt}}}{\lambda_{\text{udsendt}}} = \frac{ {659{,}2}~\text{nm} - {656{,}3}~\text{nm} }{ {656{,}3}~\text{nm} } = {0{,}0044} \]

11.1.1 Rødforskydning og hastighed

Det interessante ved rødforskydningen er, at den hænger sammen med hastigheden \(v\) af det objekt, der udsender strålingen. Hvis hastigheden, \(v\), er meget mindre end lysets hastighed, er sammenhængen ganske simpel: \[ v = z · c \] hvor \(c\) er lysets hastighed, \(3·10^8\) m/s.Hvis hastigheden \(v\) er tættere på lysets hastighed, er sammenhængen ikke helt så simpel.

Eksempel: For M87 beregnede vi overfor at rødforskydningen er \(z={0{,}0044}\), så dens hastighed kan beregnes som \[ v = z · c = {0.0044} · 300 000~\text{km/s} = {1320}~\text{km/s} \] Det betyder, at M87 bevæger sig væk fra os med en hastighed på \({1320}~\text{km/s}\).

11.2 Hubbles lov

Hubbles originale data fra 1929

Vi har tidligere omtalt, hvordan Hubble i starten af 1920’erne fik målt afstanden til Andromeda-galaksen, og dermed kunne fastslå, at den måtte befinde sig uden for Mælkevejen. I 1929 publicerede han en artikel, hvor han havde målt både afstanden (ved hjælp af cepheide-metoden) til en række galakser og deres hastighed i forhold til Mælkevejen ved hjælp af rødforskydning. Resultatet er vist på figur 10.4, der viser sammenhængen mellem afstand og hastighed. Hver galakse er markeret som et punkt. Det er tydeligt, at punkterne samler sig rimelig pænt omkring en ret linje igennem nulpunktet. Hastigheden er altså proportional med afstanden, og det kan på formel skrives som \[ v = H_0 · d \] Her er \(v\) hastigheden i km/s, og \(d\) er afstanden til objektet målt i Mpc.

Hubbles originale data er nu blevet suppleret med målinger til udvidet til større afstande, som vist på figur 10.5. Det er tydeligt, at målingerene stadig samler sig omkring en ret linje. Og læg mærke til, at Hubbles originale data fra 1929 svarer til den røde markering i nederste venstre hjørne!

Nye data bekræfter Hubbles lov på større afstande

Selv om Hubbles lov er bekræftet af mange målinger, er værdien af den stadig behæftet med en del usikkerhed. Der er flere måder at bestemme den på, og alt efter hvilken metode man bruger, og hvilke data man tager udgangspunkt i, kan man få forskellige værdier. Figur 10.6 viser, hvordan forskellige nyere målinger og metoder giver lidt forskellige værdier. Den vandrette akse er tidspunktet for målingen, mens den lodrette angiver værdien med usikkerhed. De forskellige værdier stemmer ikke helt overens. De sorte værdier er målinger, der er kalibreret via andre målinger, og de grupperer sig omkring en værdi på \(H_0 = {73}~\text{(km/s)/Mpc}\). De røde værdier er baseret på målinger på den kosmiske mikrobølgestråling, der stammer fra det tidlige Univers. Det ser vi nærmere på i afsnit 10.4. Disse målinger grupperer sig omkring \(H_0 = {67}~\text{(km/s)/Mpc}\). De blå målinger er foretaget med andre metoder med større usikkerhed.

Forskellige estimater af Hubble-konstanten.Credit: Renerpho – CC BY-SA 4.0

De to forskellige værdier passer ikke sammen, og kan ikke forklares med usikkerhed på målingerne. Det kan være et tegn på, at der er noget i fysikken bag ved, som vi ikke forstår. Det er et stort og uløst problem, der kaldes en “krise i kosmologien”. Alligevel er Hubbles lov et ekstremt vigtigt værktøj, når man skal undersøge Universets historie.

Eksempel: Vi har beregnet, at M87 bevæger sig med en hastighed på \(v = {1320}~\text{km/s}\). Vi kan nu beregne afstanden ud fra Hubbles lov: \[ v = H_0 · d \quad \Leftrightarrow \quad d = \frac{v}{H_0} \] Hvis vi bruger værdien \(H_0 = {67}~\text{km/s/Mpc}\) giver det \[ d = \frac{ {1320}~\text{km/s} }{{67}~\text{(km/s)/Mpc}} = {19{,}7}~\text{Mpc} \]

11.3 Universets udvidelse

Hubbles lov viser, at der er en sammenhæng mellem afstanden til et fjernt astronomisk objekt, og den hastighed, som det ser ud til at have i forhold til os. Det ville kunne fortolkes sådan (men forkert!), at fordi alle objekter er på vej væk fra os, så må vi befinde os i Universets centrum. For hvis vi forestiller os, at tiden kunne “vendes om”, så ville alle galakser jo være på vej mod os.

Men der er en anden forklaring. Og det er, at der ikke er de enkelte galakser der bevæger sig i forhold til hinanden, men hele Universet, der udvider sig. Man sammenligner det ofte med en rosinkage. Når dejen hæver, følger rosinerne i dejen med. Det er egentlig ikke de enkelte rosiner, der bevæger sig, for de bliver hvor de er i forhold til dejen. Men hele dejen bliver større og rosinerne følger blot med. Og det vil se ens ud, set fra alle rosiner: Alle de andre rosiner er på vej væk. Så alle rosiner vil med samme ret kunne føle sig som centrum. Men det må betyde, at spørgsmålet om centrum ikke giver mening.

Rosinkagemodellen for Universet.

Da Hubbles observationer viste, at Universet udvidede sig, var det en nyhed, men ikke en ny tanke. For netop den mulighed var blevet forudsagt ud på baggrund af Einsteins generelle relativitetsteori. Den generelle relativitets-teori bygger på et princip, der kaldes det kosmologiske princip.

  • Det kosmologiske princip siger, at Universet er ens (har samme tæthed og struktur i gennemsnit) set i alle retninger og alle steder.

Det betyder, at Universet ikke har nogen særlig position, og derfor heller ikke et centrum, men at det fra alle punkter vil se ud, som om netop dette punkt burde være Universets centrum. Det er netop det, der illustreres med rosinkage-modellen.

Det vil føre for vidt at gennemgå den generelle relativitetsteori her, men blandt de vigtige resultater er:

  • Rum og tid er ikke to adskilte størrelser, men hænger sammen i det man kalder rumtiden.

  • Tyngdekraften er ikke en kraft men en krumning af rummet og tid omkring et tungt objekt. Forstået på den måde vil en planet bevæge sig “ligeud”, når den kredser omkring en stjerne, fordi stjernens masse deformerer rummet omkring stjernen. Det er altså ikke banen der er krum, men rumtiden der krummer. Der er slet ikke brug for en kraft.

  • Centralt i teorien er et system af ligninger, der kaldes Einsteins felt-ligninger. De giver en sammenhæng mellem masse og krumning af rumtiden. Massen (og energi) fortæller rummet, hvordan det skal krumme og krumningen fortæller massen (eller lys) hvordan den skal bevæge sig.

  • Med den generelle relativitetsteori, kan man opstille en ligning, der beskriver hele Universet. Og en af af de mulige løsninger (der er flere forskellige løsninger) beskriver netop et Univers, der udvider sig.

  • Einstein justerede på et tidspunkt.sin teori, så den kunne give et stationært univers. Altså et Univers, der ikke udvider sig. Ved at ændre på en konstant, der kaldes den kosmologiske konstant, kan man finde løsninger der giver et stationært Univers. Men andre værdier af den kosmologiske konstant vil give andre typer udvikling af Universet. F.eks. Universer der udvider sig, eller trækker sig sammen.

  • Hubbles lov kan fortolkes sådan at vi lever i et univers, der udvider sig.

  • En anden teoretisk forudsigelse, der er gjort på baggrund af den generelle relativitetsteori er eksistensen af sorte huller.

  • På baggrund af teorien har man også forudset de såkaldte tyngdebølger. Det er små forstyrrelser af rumtiden, der breder sig igennem rummet, og som kan opstå når to meget tunger objekter kredser omkring hinanden i en tæt bane. Det kan f.eks. være sorte huller eller neutronstjerner. I 2015 lykkedes det ved LIGO eksperimentet (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) at måle tyngdebølger, der stammede fra kollisionen af to massive sorte huller. Tyngdebølger måles ved at man sammenligner hvordan afstande i to retninger, der er vinkelrette på hinanden ændrer sig, på grund af de små forstyrrelser i rumtiden. Ved hjælp af laserlys og spejle kan man måle afstands-ændringer så små som \(1/1000\)-del af radius af en atomkerne! I 2017 tildeltes Nobelprisen for dette resultat.

  • De fysiske principper bag den generelle relativitetsteori, er egentlig ret enkle. Men fordi den matematiske formulering gør den vanskeligt tilgængelig, har den (ikke helt uberettiget) fået et ry for at være vanskelig tilgængelig. Men den har vist sig at holde i alle de situationer, man har prøvet den på. F.eks. har man kunne forklare uregelmæssigheder i Merkurs bane, som man ellers ikke kunne forklare.

11.4 Big Bang

Opdagelsen af Universets udvidelse førte til en ny opfattelse af Universet, der i dag er kendt som Big Bang teorien. Oprindeligt var navnet ment som en nedsættende øgenavn for teorien, men tilhængerne af teorien tog det til sig og det er i dag det alment kendte navn. På tysk kaldes det for “Urknall”.

Big Bang teorien fremstilles ofte som at hele Universet på et tidspunkt er startet i ét enkelt punkt, der så er eksploderet, og siden har udvidet sig. Men det fremstilling er ikke helt præcis, og kan føre til nogle misforståelser.

For det første er billedet af en eksplosion misvisende. For det indebærer, at noget udvider sig ud i omgivelserne. Og der er netop ingen omgivelser. For Universet et alt. Tid og rum er en del af Universet og blev først skabt sammen med det. Derfor giver det ikke mening at tale om, at et punkt eksploderer og udvider sig. For der er ikke noget at udvide sig ind i. Og det giver heller ikke mening at tale om, hvad der var før Big Bang. For tiden blev først skabt sammen med Universet, og derfor kan man ikke tale om, hvad der var før.

Det er heller ikke helt korrekt at tale om, at alt var samlet i ét punkt. Hvad der derimod giver mening er at tale om, at Universet på et tidspunkt i starten var været ekstremt tæt og ekstremt varmt. Og starten, det var i følge de nyeste vurderinger for 13.8 milliarder år siden.

Man deler Universets udvikling ind i en række faser (eller epoker), som vil blive gennemgået i de følgende afsnit. Faserne er

  1. Inflation

  2. Partikeldannelse (de første 5-6 sekunder)

  3. De første kernereaktioner (de første ca. 5 minutter)

  4. Universet bliver gennemsigtigt (efter 380000 år)

  5. Dannelse af stjerner og galakser (efter 400 millioner år)

11.4.1 Inflation

Efter at Universet blev skabt, gennemgik det meget tidligt en meget hurtig udvidelse, der kaldes inflation. Man regner med, at Universet, da det havde en alder på \(10^{-35}\) sekunder udvidede sig meget kraftigt og meget hurtigt. Udvidelsen var så kraftig at Universet blev en faktor \(10^{26}\) større på kun \(10^{-32}\) sekund eller endnu kortere. Så voldsom en udvidelse svarer til hastigheder, der er langt større end lysets hastighed. Men relativitetsteorien sætter jo en grænse: Der er ikke noget, der kan bevæge sig igennem rummet med hastigheder, der er større end lysets. Men det er heller ikke sådan det skal forståes. Det skal forstås sådan at hele Universet udvider sig, og alt hvad der er i det følger med. Det er på en måde længdeskalaen, der ændres meget hurtigt, at alle afstande bliver meget større på næsten ingen tid. Og det er der ikke noget i relativitetsteorien, der forbyder.

Denne hurtige udvidelse betyder, at Universet bliver så stort, at intet lys har haft mulighed for at bevæge sig igennem hele Universet. Fra et hvilket som helst punkt i Universet og på et hvilket som helst tidspunkt, kan man kun se så langt, som lyset har haft mulighed for at bevæge sig. Den del af Universet man kan se, kaldes det synlige Univers. Hvad der er uden for det synlige Univers, kan vi ikke udtale os om. For vi kan ikke se det, og det kan heller ikke påvirke os. For alle årsager og påvirkninger kan også maksimalt bevæge sig med lysets hastighed. Så når man taler om det synlige Univers er det ikke blot et udtryk for, hvad vi rent fysisk kan se, men også for, hvad vi kan være påvirket af. F.eks. via gravitation.

Man kan sammenligne Universets udvidelse med en ballon, der blæses op. Overfladen af balloner er selvfølgelig kun 2-dimensionel, men den kan alligevel hjælpe os med at forstå, hvad der sker. Til venstre på figur 10.8 ses et Univers på et tidligere tidspunkt, med Solen markeret midt på ballonen. Omkring Solen er det synlige Univers markeret med en rød cirkel. Det vil sige, at lyset fra andre del af Universet (ballonens overflade) ikke har haft tid til at nå ned til Solen. Til højre ses Universet på et senere tidspunkt. Det synlige Univers har udvidet sig, men det har resten af Universet også.

Ballonmodel for Universets udvidelse.Bemærk at der en fejl på figuren – gallakserne på den store ballon er større end dem på den mindre. Men sådan er det ikke. Det er rummet mellem galakserne, som udvider sig. Ikke selve galakserne.

Man ved ikke præcis, hvor længe inflationen har varet, og heller ikke præcist, hvor meget Universet har udvidet sig. Men den løser et problem, som man ellers ikke har kunnet løse, med den kosmiske baggrundsstråling, som vi ser nærmere på senere i dette afsnit. Målinger på den kosmiske baggrundsstråling viser, at temperaturen i det tidlige Univers har været den samme overalt og i alle retninger. Hvis det skal kunne lade sig gøre, er det nødvendigt, at de forskellige områder i Universet skal kunne påvirke hinanden. Og det kræver som minimum, at de alle er inden for det synlige Univers. Men hvis man antager, at Universet på et tidspunkt har været så lille, at alle dele af Universet har kunnet påvirke hindanden, kan det forklare hvordan temperaturen kunne blive ens alle steder og i alle retninger. Det er sket i en tidlig fase, hvorefter den kraftige udvidelse har gjort, at områder der før kunne påvirke hinanden, nu ikke længere kan gøre det.

11.4.2 Partikeldannelse

I det første 5-6 sekunder var der en meget høj temperatur, og derfor også en meget stor energitæthed. Men energi kan omdannes til masse (partikler) og omvendt via Einsteins ligning, der giver sammenhængen mellem energi, \(E\), og masse, \(m\): \[ E = m·c^2 \] Der kan derfor være en balance mellem dannelse af partikler ud fra energi og omvendt \[ \ce{ \text{stråling} <--> \text{partikel} + \text{antipartikel}} \] Her skal man være opmærksom på at alle partikler har en antipartikel, der har samme masse, men også modsat ladning. Hvis en partikel møder sin antipartikel, kan de annihileres, hvilket betyder at partiklerne ophører med at eksistere, og deres masse omdannes til energi. Det kunne f.eks være protoner og antiprotoner. Skrevet med symboler \[ \ce{ $\gamma$ <--> p + $\bar{\text{p}}$ } \] eller elektroner og positroner \[ \ce{ $\gamma$ <--> e- + e+} \] Og her er et mysterium. Ifølge denne ligevægt burde der være lige mange partikler og antipartikler, men det er ikke sådan Universet er opbygget. Vi ser masser af almindelige partikler (som vi er opbygget af) men antipartikler møder vi kun som resultat af kerneraktioner. Så hvordan kan det være, at vi er endt med et overskud af almindelige partikler? Det kan fysikken ikke give et svar på.

11.5 De første kernereaktioner

Efter der første 5-6 sekunder har Universet udvidet så meget, at temperaturen og dermed energien af de dannede partikler, er faldet til et niveau, hvor der kan dannes atomkerner. Denne periode varer indtil Universet har en alder på ca. 5 minutter. Temperaturen er dog stadig så høj, at elektronerne ikke kan binde sig til atomkernene. Hvis de binder sig, vil de hurtigt blive ramt af en energirig foton, og dermed blive slået løs fra kernen. Det kaldes ionisering. Elektroner og atomkerner bevæger sig derfor frit imellem hinanden i den tilstand, der kaldes et plasma.

Spredning af lys i plasma

I et plasma vil fotonerne hele tiden ramme de elektrisk ladede kerner og elektroner, og det får lyset til konstant at ændre retning. Det betyder at konstant lyset spredes og dermed faktisk ikke kan bevæge sig igennem plasmaet. Man siger at Universet i denne fase er ugennemsigtigt.

Beregninger ud fra partikel-fysiske teorier forudsiger, at der vil blive dannet 75 % hydrogen, og 25 % helium. Her er der tale om procent af den samlede masse. Hvis man tager højde for, at heliumkernen vejer fire gange så meget som hydrogenkernen, vil man se at, det svarer til 12 hydrogenkerner for hver heliumkerne.

11.5.1 Universet bliver gennemsigtigt

Efter 380000 år har Universet igen udvidet sig og er blevet køligere. Og nu er det blevet så køligt (omkring 3000 K), at elektronerne kan binde sig til atomkernerne, og dermed danne elektrisk neutrale atomer. Denne proces kaldes rekombination. Strålingen er på grund af den lavere temperatur ikke længere i stand til at ionisere atomerne, og den kan defor bevæge sig frit igennem Universet. Universet er blevet gennemsigtigt, som vist på figur 10.10.

Det gennemsigtige Univers.

Da Universet ved rekombinationen har en temperatur på 3000 K, kan man ved hjælp af Wiens forskydningslov beregne, at det vil udsende varmestråling med en bølgelængde, der svarer til infrarødt lys med en bølgelænge på 970 nm. Der har derfor også været store mængder af synligt lys. Den stråling bevæger sig stadig igennem Universet den dag i dag. Men fordi Universet har udvidet sig, er bølgelænden også blevet længere, og kan i dag måles som det, der kaldes den kosmiske mikrobølgestråling. Figur 10.11 viser spektret af strålingen målt med COBE-satellitten.

Skektrum af den kosmiske mikrobølgestråling

Strålingen har et maksimum, ved en bølgelængde på \(\lambda_{\text{max}}={1{,}065}~\text{mm}\) og det svarer til en temperatur på \(T={2{,}7255}~\text{K}\). Denne temperatur kan tolkes som en slags gennemsnitstemperatur for Universet i dag.

11.5.2 Dannelse af stjerner og galakser

Efter Universet bliver gennemsigtigt og strålingen bliver at fri, sker der ikke meget i en lang periode. Universet fortsætter med at udvide sig, og temperaturen falder. Det betyder at bølgelængden af strålingen ændres, og der er derfor ikke længer synligt lys. Man kalder denne periode the dark ages.

Men på et tidspunkt begynder gasskyerne i Universet at trække sig sammen. Det kræver, at der er områder med større densitet (og dermed masse) end omgivelserne, og disse områder kan man faktisk se spor af i den kosmiske baggrundsstråling.

Måling af mikrobølgestrålingen med Planck satellitten.

Figur 10.12 viser målinger af variationerne i den kosmiske baggrundsstråling lavet med Planck satellitten. Når man taler om variationer, er det værd at lægge mærke til, at strålingen faktisk er utroligt jævnt fordelt. Som nævnt ovenfor, er den gennemsnitlige temperatur af strålingen \(T=2{,}7255~\text{K}\), og det er variationerne i forhold til dette gennemsnit, der ses på figuren. Røde områder er lidt varmere og blå er lidt koldere. Men variationerne er meget små: af størrelsesordenen \(\Delta T={0{,}00001}~\text{K}\). De små afvigelser i temperatur svarer til variationer i densitet, og det er disse densitetsvariationer, der er årsagen til de første sammentrækninger i Universet, der bliver til stjerner, galakser og galaksehobe.

Hubble Extreme Deep Field

Figur 10.13 viser et billede optaget med Hubble rumteleskopet. Det viser i alt omkring 5500 galakser. De svageste er kun en 10-milliardende del i lysstyrke af hvad, der kan ses med det blotte øje. De ældste af galakserne på billede viser galakser, som de så ud for 13.2 milliarder år, siden. Altså ret kort efter afslutningen af “the dark ages”. Billeder af galakser i meget store afstande er på den måde billeder tilbage i tiden, og kan hjælpe med at forstå, hvordan galakserne udvikles. F.eks. er mange af de så galakser på billedet unge galakser, som formentlig senere har udviklet sig til større galakser via sammenstød.

Illustration af Universets udvikling fra Big Bang til i dag. Kilde: NASA

Som opsamling, viser figur 10.14 en illustration af Universets udvikling. Det ligner lidt en vase, der ligger ned. Midtpunktet af bunden svarer til det helt tidlige Univers før inflationen. Bunden illustrerer inflationen, og lige over den er indsat et billede af data mikrobølge baggrundsstrålingen fra Planck satelliten. Herefter ses “the dark ages”, der afløses af dannelse af stjerner, galakser, galaksehobe osv. Bredden af vases svarer til hvor meget Universet har udvidet sig på et givet tidspunkt. Det ses, at udvidelsen er fortsat i hele Universets levetid, men interessant nok viser det også at udvidelsen er tiltaget (accelereret) efter the dark ages. Dette ser vi nærmer på i kapitel 11.

11.6 De tre (måske fire) søjler

Man taler traditionel de tre søjler. Det er det observationelle grundlag for Big Bang-teorien. I en mere moderne version har man ofte udvidet det med en fjerde søjle:

  1. Universets udvidelse (Hubble’s lov)

    Galakser bevæger sig væk fra os, og deres hastighed er proportional med afstanden — dette tyder på, at universet udvider sig. Det blev først observeret af Edwin Hubble i 1929 og er et fundamentalt tegn på, at universet ikke er statisk.

  2. Kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling (CMB)

    En form for “efterglød” fra det tidlige univers, som blev frigivet ca. 380.000 år efter Big Bang. Denne stråling er ekstremt ensartet i alle retninger og giver et snapshot af universet i dets spæde begyndelse.

  3. Elementernes fordeling (Big Bang nukleosyntese)

    Mængden af lette grundstoffer som hydrogen, helium og lithium i universet stemmer overens med, hvad man forventer fra tidlige nukleare reaktioner kort efter Big Bang. Det er et stærkt bevis for, at universet engang var meget varmt og tæt.

  4. Strukturdannelse i universet

    Hvordan galakser, stjernehobe og andre strukturer er dannet og fordelt i universet.Observationer stemmer godt overens med forudsigelser fra kosmologiske modeller, der bygger på mørkt stof og mørk energi.

12 Universets videre udvikling

Det afhænger lidt af Universets udvikling, hvornår jeg får skrevet dette. Men hvis ikke vi støder ind i et anti-univers og bliver annihileret, er udsigterne gode.

Spoiler alert, du vil møde disse scenarier:

  • Big Freeze

  • Big Rip

  • Big Crunch

  • Bounce eller vacuum decay?

Youtube video

12.1 The Big Freeze – eller varmedøden

The Big Freeze er faktisk det samme som varmedøden, selv om det lyder som to helt forskellige ting.

Den grundlæggende idé er, at at Universet udvider sig, og at denne udvidelse går hurtigere og hurtigere (et accelereret Univers). Man ved ikke hvorfor Universet accelererer eller hvad der får det til det, men målinger viser, at det gør det. Accelerationen kan beskrives med matematiske modeller (Einsteins feltligninger), hvis man tilføjer en størrelse (en talværdi) der kaldes mørk energi. Med denne mørke energi kan ligningerne beskrive observationerne af Universets udvidelse på forskellige tidspunkter, og dermed (er håbet) også i fremtiden. Problemet er bare, at ingen ved hvad denne mørke energi er for noget. Kun at hvis vi forestiller os at den eksisterer, så vil den kunne forklare det vi ser. Altså acceleration af Universets udvidelse.

Det betyder, at alle galakse og galaksehobe kommer længere og længere fra hinanden, og Universet bliver mere og mere tomt, og det bliver samtidig koldere og koldere. Når galakserne bliver isoleret fra hinanden stopper den dynamik, der gør at galakserne støder sammen. Og dermed støder gasskyerne i galakserne ikke mere sammen, og dermed stopper dannelsen af nye stjerne. Så når stjernerne i galakserne brænder ud, vil Universet blive mørkt og koldt. De sorte huller vil i den sidste ende fordampe til stråling. Al energien vil derfor være blevet konverteret til stråling. Og det er grunden til at det også kaldes varmedøden, selv om Universet er koldt og mørkt: Energien er konverteret til varmestråling.

12.2 The Big Rip

The Big Rip (“rip” betyder at noget trækkes fra hinanden) tager også udgangspunkt i mørk energi. Men her en type der kalden Phantom energy (fantomenergi). Den vil have den effekt at Universets udvidelse ikke bare accelererer, men at accelerationen bliver hurtigere og hurtigere. Effekten vil være så kraftig at tyngdekraften fra almindelig masse ikke vil være stærk nok til at holde stoffet sammen. Galakserne vil blive revet fra hinanden, senere vil stjerner og planeter blive revet fra hinanden, og til sidst vil molekyler, atomer, atomkerne og måske også protoner og neutroner blive trukket fra hinanden i en proces der går hurtigere og hurtigere.

12.3 The Big Crunch

Før opdagelsen af accelerationen af Universets udvidelse, var det et åbent spørgmål, om tyngdekraften var stærk nok til at overvinde udvidelsen, så Universet på et tidspunkt ville komme til at trække sig sammen igen.

Et Univers, der trækker sig sammen at tætheden blive større og større, og det samme vil ske med tryk og temperatur. Og rødforskydning bliver erstattet med blåforskydning, så strålingen i Universet bliver mere og mere energirig. Stråling i form at lys fra stjerner og den kosmiske baggrundsstråling, vil blive komprimret til UV-stråling, röntgenstråling omg gammastråling. Det vil betyde at der forekomme fussionsprocesser på overfladen af stjerner og ikke blot i deres indre. Planeter og andet materiale vil hurtigt blive “stegt”.

12.4 The Big Bounce

En fjerde mulighed er, at Big Bang ikke var det første, men blot ét i en lang, måske uendelig, række af universer, der bliver skabt, udvider sig og igen trækker sig sammen for til sidst at skabe en nyt Univers i et nyt Big Bang. Teorier som disse kaldes cykliske teorier.

Et problemet med denne type modeller er, at de forsøger at udtale som om, hvad der var før Universet og dermed rum og tid blev skabt, så begreber som “før” og “efter” mister sin mening. Til gengæld giver de en slags forklaring på hvor Universet kom fra og hvad der var “før”.

12.5 Vacuum decay

Nu bliver det langhåret. En detaljeret forklaring kræver både elementarpartikelfysik (altså på den allermindste skala vi kender til) og generel relativitetsteori (altså på de allerstørste skalaer).

Elementarpartikelfysikken baserer sig på en model, der blot kaldes standardmodellen. En af forudsigelserne fra standardmodellen er at der eksisterer et Higgs-felt i Universet, og at det på et tidspunkt er skiftet. Dette Higgs felt er en talværdi, der er den samme overalt i Universet, og som har stor betydning for hvilke partikler der kan eksistere og hvordan de påvirker hinanden. F.eks. havde de tidlige partikler ingen masse, og de kræfter vi i dag kender som magnetiske og elektriske, og de stærke og svage kernekræfter, fandtes heller ikke, men var forenede i andre kræfter. Men på et tidspunkt (meget tidligt tidspunkt) ændrede værdien af Higgs-feltet sig, og de partikler og kræfter vi nu kender opstod. Dermed blev atomer og molekyler mulige. Altså byggestenene for den verden vi kender i dag.

Sammen med Higgs-feltet hører en partikel, der kaldes Higgs-bosonen. Og da den blev opdaget i 2012, blev dens masse også målt. Og størrelsen af den masse bliver af fysikere fortolket sådan, at der er en mulighed (omend med ekstremt lille sandsynlighed) for at Higgs-feltet igen kan ændre sig. Og det vil betyde, at partiklerne som alt stof er opbygget af, ikke længere vil kunne eksistere. Alle naturkonstanterne vil ændres, og der ville være andre typer partikler og kræfter. De forskellige tilstande af Higgs-feltet kaldes kaldes vakuum-tilstande. Og det, man forestiller sig er, at Higgs-feltet kan hoppe fra én vakuum-tilstand til en anden – lidt lidt som en elektron kan hoppe fra et energiniveau i et hydrogen atom til et andet. Det er så bare et spørgsmål om, hvornår det sker. Heldigvis er den forventede levetid af Universet før det sker, langt større end Universets alder.

Men når, eller hvis det sker, vil hele Universet som vi kender det med ét forsvinde: det vil brede sig som en boble, der vokser med lysets hastighed. Man ser det altså ikke komme.

En forudsætning for at vacuum decay er en reel mulighed er, at standardmodellen for elementarpartikelfysikken både er en korrekt og fuldstændig beskrivelse af virkeligheden. Og selv om det er en ekstremt succesfuld teori, der indtil videre har kunne forklare alle observationer, er der mange fysikere, der mener, at det ikke kan være den fulde forklaring. Standardmodellen kan ikke forklare tyngdekraft, og dermed ikke mørkt stof og mørk energi.