Big Bang

Fra Wikipedia, den frie encyklopædi
Gå til: navigation, søg
Ifølge Big Bang-teorien dannedes universet fra en tilstand med ekstrem tæthed og temperatur (nederst). Siden da har rummet selv udvidet sig med tidens gang og fører galakserne med sig.

I den fysiske kosmologi er Big Bang den videnskabelige teori, ifølge hvilken universet dukkede frem fra en tilstand af helt enorm høj tæthed og temperatur for omkring 13,82 milliarder år siden [1].

Big Bang-teorien baseres på den rødforskydning ifølge Hubbles lov, som kan iagttages for fjerne galakser, og som sammen med det kosmologiske princip indikerer, at rummet ekspanderer i overensstemmelse med Friedmann-Lemaître-modellen fra den generelle relativitetsteori. Når man ekstrapolerer denne udvidelse bagud i tid, viser observationerne, at universet er ekspanderet fra en tilstand, hvor alt stof og al energi i universet havde umådelig temperatur og tæthed. Blandt fysikere er der ikke nogen bredt accepteret teori for, hvad der skete endnu tidligere, omend den generelle relativitetsteori forudsiger en tyngderelateret singularitet.

Udtrykket Big Bang benyttes både i snæver forstand til at referere til det tidspunkt, da den observerede ekspansion af universet ifølge Hubbles lov begyndte — beregnet til at være sket for 13,82 milliarder (1,382 × 1010) år siden (± 0,05 milliarder år) — og i mere almen forstand til at referere til det fremherskende kosmologiske paradigme, som forklarer universets oprindelse og ekspansion tillige med dets sammensætning af urstof ved nukleosyntese som forudsagt af Alpher-Bethe-Gamow teorien [2].

En konsekvens af Big Bang er, at betingelserne i nutidens univers er forskellige fra de betingelser, som var gældende i en fjern fortid og som vil gælde i en fjern fremtid. Ud fra modellen var George Gamow i 1948 i stand til at forudsige – i det mindste kvalitativt – at der måtte findes en kosmisk baggrundsstråling (CMB – Cosmic Microwave Background Radiation) [3]. Den kosmiske baggrundsstråling blev så opdaget i 1964, og gav Big Bang-teorien et overtag over dens vigtigste rivaliserende teori, Steady State-teorien, som hverken har, eller kan udbygges med, en mekanisme, der kan forklare CMB. Tre artikler herom blev i 1965 offentliggjort i Astrophysical Journal 70, 1965 Nov, p. 697[4] og i Astrophysical Journal Letters142, 1965 Oct, p. 419 og p. 1149 [5] [6].


Fysisk kosmologi
WMAP 2010.png
Universet · Universets alder
Big Bang · Tidslinje for Big Bang
Synligt univers
Universets fremtid

Historie[redigér | redigér wikikode]

Teorien om Big Bang udvikledes fra både observationer og teoretiske betragtninger. Fra observationerne blev det fastslået, at de fleste spiraltåger fjernede sig fra Jorden. De, som foretog disse observationer, var imidlertid hverken klar over de kosmologiske følger heraf eller over, at disse formodede tåger i virkeligheden var galakser uden for Mælkevejen. [7] I 1927 udledte den belgiske astronom og professor i fysik (han var desuden også romersk-katolsk præst) Georges Lemaître selvstændigt, hvad der senere blev kaldt Friedman-Lemaître-Robertson-Walker ligningerne fra Albert Einsteins ligninger for generel relativitet og foreslog på basis af galaksernes voksende spredning, at universet begyndte med "eksplosionen" af et "ur-atom".[8].

I 1929 kom astronomen Edwin Hubble med observationer, som gav basis for Lemaîtres teori. Han opdagede, at galakserne (observeret fra Jorden) fjerner sig i enhver retning med en fart, som er direkte proportional med deres afstand fra Jorden. Denne kendsgerning kendes nu som Hubbles lov [9]. Når man antager det kosmologiske princip for givet (ifølge hvilket universet, når det betragtes på tilstrækkelig stor afstandsskala, ikke har nogen foretrukne retninger eller noget foretrukket sted), fulgte det fra Hubbles lov, at universet udvidede sig, hvilket stod i modsætning til det uendelige og uforanderlige statiske univers, som Einstein opererede med.

Denne ide om udvidelse åbnede for to forskellige forklaringer. Den ene var Lemaîtres Big Bang-teori, som George Gamow udviklede og argumenterede for. Den anden mulighed var astronomen Fred Hoyles Steady State-model, ifølge hvilken nyt stof blev skabt i takt med, at galakserne bevægede sig væk fra hinanden. I denne sidste model ser universet nogenlunde ens ud på ethvert tidspunkt. [10] I virkeligheden var det Hoyle, som var en arg fjende af konkurrerende teorier, som navngav Lemaîtres teori, idet han sarkastisk refererede til den som "denne big bang-ide" under en radioudsendelse fra BBC den 28. marts, 1949. Hoyle gentog frasen i yderligere udsendelser i begyndelsen af 1950'erne som led i en serie på fem foredrag med titlen Tingenes natur. Teksten til hvert foredrag offentliggjordes i det britiske radiomagasin The Listener en uge efter hver udsendelse og blev derved stedet, hvor udtrykket "big bang" første gang blev brugt på skrift. [11]. Fred Hoyles foragtelige "this Big Bang idea" endte altså ironisk nok med at navngive teorien.

I en del år var tilhængerne af hver teori nogenlunde ligeligt fordelt, men observationer begyndte at frembringe beviser, som støttede ideen om, at universet kom fra en varm, tæt tilstand. Efter opdagelsen af den kosmiske baggrundsstråling i 1964 anses Big Bang for den bedste teori til at forklare universets oprindelse og udviklingen af kosmos. Bogstavelig talt alle teoretiske arbejder inden for kosmologien drejer sig nu om udvidelser og forfinelser af denne grundlæggende teori. Meget af det aktuelle arbejde i kosmologien drejer sig om at forstå, hvordan galakser dannes inden for rammerne af Big Bang, om at forstå, hvad der skete ved Big Bang, og om at forene alle observationer med den basale teori.

Der skete meget store fremskridt i Big Bang-kosmologien i slutningen af det 20. og begyndelsen af det 21. århundrede, dels som følge af væsentlige forbedringer i teknologien for teleskoper og dels ved indhentning af store mængder data fra satellitter som f.eks. COBE, Hubble-rumteleskopet og WMAP. Med sådanne data har kosmologer med langt større nøjagtighed kunnet beregne mange af de parametre, som indgår i Big Bang, hvilket yderligere har ført til den uventede opdagelse, at universets ekspansion tilsyneladende også accelererer.

Se også[redigér | redigér wikikode]

Oversigt[redigér | redigér wikikode]

External Timeline
En grafisk tidslinje kan ses her:

Baseret på målinger af

er universets alder beregnet til 13,82 ± 0.05 milliarder år. Overensstemmelsen mellem disse tre uafhængige målinger anses for at være et stærkt bevis for den såkaldte ΛCDM-model, som beskriver det detaljerede indhold af universet.

Det tidlige univers havde homogent og isotropt en ufattelig høj energitæthed og tilsvarende høj temperatur og tryk. Det udvidede sig, hvorved det afkøledes, og undergik derved faseovergange, som kan sammenlignes med kondensering af damp eller vands overgang til is, når det afkøles, men i universets tilfælde relateret til elementarpartikler.

Universets udvidelse ifølge WMAP.

Omkring 10-35 sekunder efter Planck-æraen fik en faseovergang universet til at vokse eksponentielt i det tidsrum, der kaldes kosmisk inflation. Da inflationen standsede, fandtes universets materielle bestanddele i form af kvark-gluon plasma (som også inkluderer alle andre partikler— og som muligvis for nylig er produceret eksperimentelt som en kvark-gluon væske [12]) i hvilken de indgående partikler bevægede sig relativistisk. Temperaturen fortsatte med at falde i takt med universets vækst, og ved en lidt lavere temperatur skete endnu en overgang (som endnu ikke er fuldt forstået), og som kaldes baryogenese, hvor kvarker og gluoner kombineredes til baryoner som protoner og neutroner, hvorved den hidtil uforklarede asymmetri mellem stof og antistof opstod. Endnu lavere temperaturer førte til yderligere symmetribrud ved faseovergange, som skabte de fundamentale fysiske kræfter og elementarpartikler i den form, de har nu. Endnu senere kombineredes protoner og neutroner og dannede universets deuterium- og helium-atomkerner i en proces, som kaldes nukleosyntese. Ved fortsat afkøling nåedes en temperatur, hvor stoffet efterhånden holdt op med at bevæge sig relativistisk, og hvor tætheden af dets hvilemasseenergi begyndte at dominere tyngdekraftmæssigt over den elektromagnetiske stråling. Efter omkring 300.000 år samledes atomkernerne og de frie elektroner til atomer (primært brint). Herved afkobledes forbindelsen mellem stof og stråling (universet blev transparent) og strålingen fortsatte gennem rummet i det store og hele upåvirket af stof – og med en bølgelængde, som efterhånden er strakt ud af den fortsatte udvidelse af universet. Den således frigjorte og udstrakte stråling er den, vi kender som den kosmiske baggrundsstråling.

Som tiden gik, begyndte tyngdetiltrækningen i regioner med en lille ekstra tæthed af det ellers næsten ensartet fordelte stof at tiltrække det nærliggende stof og derved blive endnu tættere, så der efterhånden dannedes gasskyer, stjerner og galakser og de øvrige astronomiske strukturer, som kan observeres nu. Detaljerne i denne proces afhænger af mængden og arten af stof i universet. De tre mulige typer er kendt som koldt mørkt stof, varm mørkt stof og baryonisk stof. De bedste foreliggende målinger (fra WMAP) viser, at den fremherskende form for stof i universet er koldt mørkt stof. De to andre typer udgør mindre end 20% af stoffet i universet.

Det nuværende univers synes at være domineret af en mystisk form for energi, som kendes under navnet mørk energi. Tilnærmelsesvis findes 70% af energitætheden i universet nu i denne form. Denne komponent af universets sammensætning afsløres ved at medføre, at universets udvidelse ifølge Hubbles lov afviger fra en lineær sammenhæng mellem fart og afstand og får rumtiden til at udvide sig hurtigere end forventet på meget store afstande. I sit enkleste udtryk ses mørk energi i form af en kosmologisk konstant i Einsteins feltligninger for den generelle relativitet, men dens sammensætning er ukendt, og i mere generel forstand er detaljerne i dens tilstandsligning og dens indpasning i standardmodellen for partikelfysikken genstand for fortsatte observationsmæssige og teoretiske undersøgelser.

Alle disse observationer er indkorporeret i kosmologiens Lambda-CDM-model (ΛCDM-model), som er en matematisk model af Big Bang med seks frie parametre. Der dukker mysterier op, når man kommer nærmere og nærmere universets begyndelse, hvor partiklernes energi var højere, end det hidtil har været muligt at undersøge eksperimentelt. Der findes ingen overbevisende fysisk model for de første 10-33 sekunder af universets eksistens, dvs. før den faseovergang som forudsættes af den såkaldte GUT-teori. I det "allerførste øjeblik" forudsiger Einsteins tyngdekraftteori en tyngdemæssig singularitet, hvor tæthederne bliver af uendelig størrelse og enhver mulighed for at beskrive tilstanden fysisk er forsvundet.

Kvantemekanikken eliminerer generelt singulariteter, fordi den kvantificerer alt. Gabriele Veneziano har foreslået, at modellen i den generelle relativitetsteori er asymptotisk: eftersom Plancks konstant ikke er nul, kan det tænkes, at der i begyndelsen ikke var en singularitet, men kun en tilstand af uhyre koncentreret energi (som altså ikke var reduceret til et punkt). Stephen Hawking har ud fra kvantemekaniske effekter vist, at universet kunne skabes uden nogen forudgående singularitet. I stedet skulle rumtiden udgøre en slags afrundet geometrisk form.

En løsning af disse fysiske paradokser kræver muligvis en fastlagt teori for kvantetyngdekraft, og at forstå denne periode i universets historie er et af det største uløste problemer i fysikken.

Teoretisk støtte[redigér | redigér wikikode]

Som teorien står i dag, hviler Big Bang på tre antagelser:

  1. De fysiske loves universelle gyldighed
  2. Det kosmologiske princip
  3. Det kopernikanske princip

Da disse antagelser blev gjort, var de rene postulater, men der udfoldes i dag store anstrengelser for at afprøve gyldigheden af hver af dem. Tests af de fysiske loves universelle gyldighed har vist, at den størst mulige afvigelse for fin-struktur konstanten over universets alder er af størrelsesordenen 10-5[13]. Universets isotropi, som definerer det kosmologiske princip, er blevet testet til et niveau på 10-5, og universet er blevet målt til at være homogent på de største skalaer til op mod niveauet 10% [14]. Der er indsats i gang for at teste det copernicanske princip ved at se på vekselvirkningen mellem galaksehobe og CMB ved hjælp af Sunyaev-Zel'dovich effekten til et nøjagtighedsniveau på 1% [15].

Big Bang-teorien benytter Weyls postulat til entydig måling af tiden i ethvert punkt som: "Tiden efter Planck-æraen". Målinger i dette system afhænger af conformelle koordinater, hvor den såkaldte medbevægende afstand (engelsk: "comoving distance") og den conformelle tid fjerner universets udvidelse, parameterbestemt af den kosmologiske skaleringsfaktor, fra betragtningen af måling af rumtid. De medbevægende afstande og de conformelle tider er defineret, så objekter der bevæger sig med den kosmologiske udvidelse altid har samme medbevægende afstand fra hinanden, og hvor partikelhorisonten eller den observerbare grænse for det lokale univers fastlægges af den conformelle tid.

Eftersom universet kan beskrives ved sådanne koordinater, er Big Bang ikke en eksplosion i stof, som bevæger sig udad for at udfylde et tomt univers. Det, som udvider sig, er universet selv. Det er den udvidelse, som får den fysiske afstand mellem to vilkårlige faste punkter i vort univers til at øges. Objekter, som er bundet sammen (af tyngdekraften, f.eks.) ekspanderer ikke sammen med udvidelsen af rumtiden, fordi det antages, at de fysiske love for sådanne objekter er ensartede og uafhængige af den metriske udvidelse. Desuden er universets udvidelse i lokal skala i nutiden så lille, at de fysiske loves eventuelle afhængighed af udvidelsen ikke vil være målelig med tilgængelig teknik.

Beviser fra observationer[redigér | redigér wikikode]

Observationer har frembragt de tre grundpiller, som understøtter den kosmologiske teori om Big Bang. Det er den Hubble'ske udvidelse af universet, som den ses i galaksernes rødforskydning, den detaljerede måling af den kosmiske baggrundsstråling, og den overvældende mængde af lette elementer som brint og helium i universet (jf. Big Bang-nukleosyntese). Derudover passer den observerede korrelationsfunktion fra universets struktur på stor skala særdeles godt med teoriopbygningen omkring Big Bang.

Udvidelse ifølge Hubbles lov[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Hubbles lov

Observationer af fjerne galakser og kvasarer viser, at disse objekter er rødforskudte, hvilket betyder, at lyset fra dem er blevet forskudt til længere bølgelængder. Det ses ved at tage et spektrum af objekterne og matche det med det spektroskopiske mønster af emissionslinjer eller absorptionslinjer, som kommer fra atomer i kemiske elementer, som vekselvirker med lyset. Ved denne analyse kan måles en rødforskydning af strålingen, svarende til en Doppler-forskydning, der forklares ved en vigende fart. Når denne vigende fart afbildes i forhold til objekternes afstand, findes det lineære forhold, der kendes som Hubbles lov:

v = H_0 D \,

hvor

v er galaksens eller det fjerne objekts aftagende fart
D er afstanden til objektet og
H_0 er Hubbles konstant, der af WMAP-sonden er målt til (71 ± 4) km/s/Megaparsec. [16]

Der er to mulige forklaringer på denne observerede lov. Den ene er, at vi befinder os i centrum af en galakse-eksplosion, hvilket er et uholdbart standpunkt, hvis det copernicanske princip er gældende. Den anden forklaring er, at universet er ensartet ekspanderende overalt som følge af en iboende egenskab ved rumtiden. Denne type af universel ekspansion udvikledes matematisk inden for rammerne af generel relativitet en del før Hubble gennemførte sine observationer og analyser, og forklaringen forbliver en grundsten i Big Bang-teorien, således som denne er udviklet af Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker.

Den kosmiske baggrundsstråling[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Kosmisk baggrundsstråling
WMAP Billede af temperaturen i den kosmiske baggrundsstråling af mikrobølger. Temperaturforskellene er et tegn på de forskelle, som senere medfører dannelse af galakser og de store tomrum mellem dem.

Big Bang-teorien forudsagde eksistensen af en kosmisk baggrundsstråling eller CMB, som består af fotoner, der blev udsendt under baryogenesen. Eftersom det tidlige univers var i termisk ligevægt, var temperaturen af stråling og plasma ens, indtil plasmaen gennemgik rekombination. Før der dannedes atomer, blev stråling uophørligt absorberet og genudsendt i en proces, der kaldes Comptonspredning: Det tidlige univers var uigennemsigtigt for lys. Imidlertid medførte den fortsatte afkøling af universet gennem udvidelse, at temperaturen til sidst kom under 3.000 K, hvor elektroner og kerner kunne kombineres til stabile atomer, og hvor urplasmaen omdannedes til en neutral luftart. Dette kendes som foton-afkobling. Et univers bestående af neutrale atomer tillader stråling at udbrede sig i det store og hele uhindret.

Da det tidlige univers var i termisk ligevægt, havde strålingen fra denne tid et sortlegeme spektrum og er strømmet frit gennem rummet indtil i dag, idet den er blevet rødforskudt som følge af Hubble-udvidelsen. Det får den oprindeligt høje temperatur af sort-legeme spektret til at falde. Strålingen skulle kunne observeres i ethvert punkt i universet som kommende fra alle rummets retninger.

Arno Penzias og Robert Wilson opdagede den kosmiske baggrundsstråling i 1964, mens de gennemførte en række justerende eksperimenter med en ny mikrobølgemodtager, ejet af Bell Laboratories. Deres opdagelse gav en afgørende bekræftelse af den generelle forudsigelse af CMB. Strålingen fandtes at være isotrop og i overensstemmelse med et sort-legeme spektrum på omkring 3 K, og det ændrede afgørende balancen omkring de kosmologiske teorier i Big Bang-hypotesens favør. Penzias og Wilson tildeltes nobelprisen for deres opdagelse.

I 1989 opsendte NASA satellitten COBE til måling af baggrundsstrålingen, og de første resultater derfra, som offentliggjortes i 1990, var i overensstemmelse med forudsigelserne fra Big Bang omkring CMB. COBE fandt en resttemperatur på 2,726 K og konstaterede, at CMB var isotrop i forholdet en til 105[17]. I løbet af 1990'erne blev CMB anisotropi yderligere undersøgt i et stort antal jord-baserede eksperimenter, som ved måling af den typiske vinkelstørrelse (størrelsen som den antager på himmelen) af anisotropien viste, at universet er næsten geometrisk fladt. (Se universets form.)

Tidligt i 2003 fremkom resultaterne fra WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy satellitten), som gav de indtil da mest nøjagtige værdier for nogle af de kosmologiske parametre. WMAP-satellitten modbeviste tillige adskillige specifikke modeller for kosmisk inflation, men resultaterne var i overensstemmelse med inflationsteorien i almindelighed. I 2009 opsendte Den Europæiske Rumorganisation (ESA) Planck-rumteleskopet med endnu mere fintfølende instrumenter end WMAP til måling af baggrundsstrålingen med henblik på en kortlægning af den kosmiske baggrundsstråling med endnu større nøjagtighed.

Mængden af oprindelige elementer[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Big Bang-nukleosyntese

Ved hjælp af Big Bang-modellen kan man beregne, hvorledes koncentrationen af helium-4, helium-3, deuterium og lithium-7 i universet forholder sig til mængden af almindeligt brint, H. Alle disse mængder afhænger af en eneste parameter, nemlig forholdet mellem fotoner og baryoner. De forudsagte forhold (efter masse, ikke efter antal) er omkring 0,25 for 4He/H, omkring 10-3 for ²H/H, omkring 10-4 for 3He/H og omkring 10-9 for 7Li/H.

De målte mængder er alle i overensstemmelse med dem, som forudsiges fra en enkelt værdi for forholdet mellem baryoner og fotoner. Overensstemmelsen er forholdsvis dårlig for 7Li og 4He, som er de to elementer, for hvilke de systematiske usikkerheder er dårligst forstået. Overensstemmelsen anses alligevel for et stærkt bevis for Big Bang, eftersom denne teori er den eneste kendte forklaring på den overvældende mængde af lette elementer i rummet. Bortset fra en Big Bang-begivenhed er der i virkeligheden slet ingen indlysende grund til, at f.eks. det unge univers (dvs. før der skete stjernedannelse, og som det ses ved studiet af stof, der i hovedsagen er fri for produkter fra stjernenukleosyntese) skulle indeholde mere helium end deuterium eller mere deuterium end 3He, og så yderligere i et konstant forhold.

Galaksers udvikling og fordeling[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Universets struktur

Detaljerede observationer af morfologien og fordelingen af galakser og kvasarer giver stærke beviser for Big Bang. Ved at kombinere observationer og teori fås som resultat, at de første kvasarer og galakser dannedes omkring en milliard år efter Big Bang, og siden da er der dannet større strukturer som galaksehobe og superhobe. Deres bestand af stjerner er ældet og har udviklet sig, så fjerne galakser (der observeres, som de var i det tidlige univers) fremtræder meget forskelligt fra nærliggende galakser (der observeres i nyere tilstand). Yderligere fremtræder galakser, som dannedes relativt sent meget forskelligt fra galakser, som befinder sig i tilsvarende afstand, men som er dannet kort tid efter Big Bang. Disse observationer giver stærke argumenter mod steady-state modellen. Observationer af stjernedannelse, fordelingen af galakser og kvasarer og endnu større strukturer stemmer godt overens med foretagne simulationer af strukturers opståen i universet efter Big Bang og hjælper med til at fuldstændiggøre teoriens detaljer.

Egenskaber, emner og problemer[redigér | redigér wikikode]

En simulering af lyden af Big Bang, komprimeret til 100 sekunder.

En række problemer ved teorien om Big Bang har været rejst i løbet af dens historie. Nogle af dem er i dag mest af historisk interesse og er forsvundet ved modifikationer af teorien eller efter bedre observationer. Andre emner, som spids ring problemet og dværggalakse problemet, der begge relaterer sig til mørkt koldt stof, anses for ikke være fatale, fordi de kan behandles ved forfinelser af teorien.

Der findes et mindre antal tilhængere af alternative kosmologier, som betvivler, at et Big Bang overhovedet er sket. De påstår, at løsninger af standardproblemer i teorien om Big Bang involverer ad hoc modifikationer og tilføjelser til teorien. De dele af standardkosmologien, som især angribes, er dem, som omfatter mørkt stof, mørk energi og kosmisk inflation. Det må imidlertid siges, at selvom eksakte forklaringer af disse emner stadig hører til fysikkens uløste problemer, er de alle udsprunget af de uafhængige observationer af nukleosyntese under Big Bang, den kosmiske baggrundsstråling, universets struktur på stor skala og supernovaer af type Ia. Tyngdevirkningen af enhederne forstås både observationelt og teoretisk, men de har endnu ikke kunnet indkorporeres i partikelfysikkens standardmodel. Så selv om nogen aspekter af teorien stadig er utilstrækkeligt forklaret af den grundlæggende fysik, accepterer næsten alle astronomer og fysikere, at den gennemgående overensstemmelse mellem teorien om Big Bang og de foretagne observationer har lagt en fast grund under teoriens grundlæggende dele.

I det følgende gennemgås nogle enkelte problemer og gåder omkring Big Bang:

Problemet om universets horisont[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Universets horisont

Horisontproblemet udspringer af den forudsætning, at information ikke kan overføres hurtigere end med lysets hastighed, hvorfor to regioner af verdensrummet, hvis afstand er større end lyshastigheden multipliceret med universets alder, ikke kan være eller have været i årsagsmæssig kontakt med hinanden. Det gør den observerede isotropi af CMB problematisk, fordi partikelhorisonten på den tid svarer til en størrelse, der nu er omkring 2 grader på himlen. Såfremt universet overalt har udvidet sig på samme måde siden Planck-æraen, findes der ingen mekanisme, som kan have forårsaget, at de to regioner nu har samme temperatur.

En mulig løsning på denne tilsyneladende inkonsistens tilbyder sig fra inflationsteorien, hvor et homogent og isotropt skalart energifelt dominerer universet på et tidspunkt 10-35 sekunder efter Planck-æraen. Under inflationen undergår universet eksponentiel ekspansion, og områder, der er i årsagsmæssig kontakt med hinanden, kommer herved udenfor hinandens horisont. Heisenbergs ubestemthedsrelationer tilsiger, at der under den inflationære fase vil forekomme kvantevarmefluktuationer, som vil blive forstørret til kosmisk skala. Fluktuationerne virker som "spirer" til alle nuværende strukturer i universet. Efter inflationens ophør udvider universet sig igen ifølge Hubbles lov, hvorved de regioner, som var ude af årsagsmæssig kontakt, kommer indenfor horisonten igen. Det forklarer den observerede isotropi i CMB. Inflationsteorien forudsiger desuden, at urfluktuationerne næsten er skalauafhængige (invariante) og gaussisk fordelte, hvilket er blevet bekræftet ved de foretagne målinger af CMB.

Magnetiske monopoler[redigér | redigér wikikode]

Indvendingen omkring magnetisk monopol rejstes i slutningen af 1970'erne. GUT-teorierne forudså punktvise defekter i rummet, som ville fremtræde som magnetiske monopoler med en meget højere tæthed, end hvad der kan findes fra observationer, eftersom søgning efter sådanne aldrig har givet resultat. Dette problem kan ligeledes løses ved en periode med kosmisk inflation, idet denne vil fjerne alle punktvise defekter fra det observerbare univers på samme måde, som den har udjævnet den geometriske krumning.

Baryon asymmetri[redigér | redigér wikikode]

Det er endnu ikke forstået, hvorfor universet indeholder mere stof end antistof. Det antages nemlig generelt, at da universet var ungt og meget varmt, var det i statistisk ligevægt og indeholdt lige mange baryoner og antibaryoner. Ifølge observationerne består universet nu, og også dets fjerneste egne, næsten udelukkende af stof. Asymmetrien blev skabt af den indtil videre uforståede proces, som kalles baryogenese. For at baryogenese kan finde sted, må Sakharov-betingelserne, som blev opstillet af Andrej Sakharov være opfyldt. De kræver, at baryontallet ikke bevares, at C-symmetri og CP-symmetri bliver brudt, og at universet afviger fra termodynamisk ligevægt. Alle disse betingelser indgår i standardmodellen, men virkningen er ikke stærk nok til at forklare den baryon-asymmetri, vi kan konstatere. Eksperimenter, der foregår hos CERN nær Geneve, søger at indfange tilstrækkeligt anti-brint til at kunne sammenligne dets spektrum med brintens. Hvis der er en forskel, vil den være bevis på et brud på CPT symmetrien og derfor et Lorentz brud.

Kugleformede hobes alder[redigér | redigér wikikode]

I midten af 1990'erne fremkom observationer af Kuglehobe, som syntes at være uoverensstemmende med Big Bang. Computersimulationer, som svarede til observationerne af stjernesamlingerne i de kugleformede hobe antydede, at disse var omkring 15 milliarder år gamle og altså i konflikt med universets alder på 13,82 milliarder år. Dette problemkompleks blev generelt løst i slutningen af samme årti, da nye simulationer, som tog hensyn til virkningen af tab af masse på grund af stjernevinde, pegede på en meget lavere alder for de kugleformede hobe. [18] Der udestår nogle spørgsmål i relation til, hvor nøjagtigt hobenes alder er målt, men det er stadig klart, at disse objekter hører til de ældste i universet.

Mørkt stof[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Mørkt stof

Forskellige observationer foretaget i 1970'erne og 1980'erne (især af galaktiske rotationskurver) viste, at der ikke var tilstrækkeligt med synligt stof i universet til at forklare den tilsyneladende styrke af tyngdekræfterne indenfor og mellem galakser. Yderligere medførte den antagelse, at universet mest består af normalt stof, at der fremkom forudsigelser, som var i stærk modstrid med observationer, hvoraf særligt at universet er langt mere sammenklumpet og indeholder langt mindre deuterium, end det synlige stof kan forklare. Det førte til den ide, at op mod 90% af stoffet i universet ikke er sædvanligt (dvs. baryonisk) stof, men derimod mørkt stof. Ideen om mørkt stof var i begyndelsen kontroversiel, men den er nu en bredt accepteret del af standardkosmologien på grund af observationer af CMB anisotropi, galaksehobes hastighedsspredning, fordelingen af strukturer på stor skala, studier af tyngdekraftlinser og endelig målinger af røntgenstråling fra galaksehobe. Mørkt stof er kun opdaget på grund af sin tyngdevirkning, og der er endnu ikke i laboratorier fundet partikler, som kan identificeres med det. Der er imidlertid mange mulige "kandidater" i partikelfysikken, og adskillige projekter til at opdage partikler for mørkt stof er undervejs.

Mørk energi[redigér | redigér wikikode]

Uddybende Uddybende artikel: Mørk energi

I 1990'erne viste detaljerede målinger af universets massetæthed en værdi, som var 30% af den kritiske tæthed. Eftersom universet er næsten rumligt fladt, som det antydes af målinger af den kosmiske baggrundsstråling, kunne der ikke redegøres for omkring 70% af universets energitæthed. Dette mysterium synes nu at være forbundet med et andet: Uafhængige målinger af supernovaer af type Ia har afsløret, at universets udvidelse sker med en ikke-lineær acceleration i stedet for strengt at ske ifølge Hubbles lov. For at kunne forklare denne acceleration, kræver den generelle relativitetsteori, at en stor del af universet består af en energikomponent med stort, negativt tryk. Denne mørke energi menes nu at udgøre de manglende 70%. Dens natur er stadig en af de store mysterier i Big Bang. De mulige kandidater inkluderer en skalar kosmologisk konstant og quintessens. Der foregår observationer for at hjælpe på vores forståelse af dette. Resultater fra WMAP i 2006 antyder, at universet består af 74% mørk energi, 22% mørkt stof og 4% almindeligt stof (se herom den eksterne henvisning).

Fremtiden ifølge Big Bang-teorien[redigér | redigér wikikode]

Før der observeredes mørk energi, opstillede kosmologerne to scenarier for universets fremtid. Hvis dets massetæthed er større end den kritiske tæthed, ville det nå en maksimal størrelse og derefter begynde at trække sig sammen. Derved ville det blive tættere og varmere igen og ende i en tilstand svarende til den, det begyndte med — et Big Crunch. Hvis derimod tætheden er mindre end eller lig med den kritiske tæthed, ville ekspansionen aftage i hastighed, men aldrig standse. Stjernedannelse ville ophøre, når universet blev mindre og mindre tæt, og dets gennemsnitstemperatur ville asymptotisk gå mod det absolutte nulpunkt. Sorte huller ville fordampe, og universets entropi ville øges til et niveau, hvor der ikke kunne udvindes organiseret energi fra det overhovedet, hvilket fænomen er kendt som universets varmedød. Hvis fotonhenfald kan forekomme, ville brint, som er den fremherskende form for baryonisk stof i det nuværende univers, forsvinde, og der ville kun være stråling tilbage.

De moderne observationer af den accelererende udvidelse giver som konsekvens, at større og større dele af det nu synlige univers vil passere vor begivenhedshorisont og dermed komme uden for vor rækkevidde. Det vides ikke, hvad dette til sidst vil resultere i. Lambda-CDM modellen af universet omfatter mørk energi i form af en kosmologisk konstant, og den teori synes at vise, at kun tyngdemæssigt sammenbundne systemer som galakser vil forblive sammen, og også disse vil lide varmedøden, efterhånden som universet udvides og afkøles. Andre forklaringer på mørk energi — såkaldte fantomenergi-teorier — antyder, at galaksehobe og med tiden også galakserne selv vil blive revet fra hinanden af den stadigt øgende udvidelse i et såkaldt Big Rip.

Spekulativ fysik ud over Big Bang[redigér | redigér wikikode]

Selvom Big Bang-modellen er veletableret i kosmologien, må den ventes at blive udbygget i fremtiden. Kun lidt er kendt om det allertidligste univers, hvor den kosmiske inflation er sket ifølge vore hypoteser. Der kan også findes områder af universet som ligger udenfor, hvad vi i princippet vil kunne observere. I inflationstilfældet er dette et krav: En eksponentiel udvidelse vil have skubbet uhyre store regioner af rummet udenfor vores horisont. Det vil muligvis kunne beregnes, hvad der skete, når vi får mere viden om fysikken ved meget høje energiniveauer. Spekulationerne om dette involverer som regel teorier om kvantetyngdekraft.

Nogen forslag herom er følgende:

  • Kaotisk inflation
  • Membran kosmologi, hvoriblandt også den såkaldte ekpyrotiske model, ifølge hvilken Big Bang er resultatet af et sammenstød mellem membraner
  • Et oscillerende univers, hvor den varme, tætte tilstand i det tidlige univers er resultatet af et Big Crunch for et tidligere univers som vort nuværende. Universet kunne i så fald have gennemgået Big Bang og Big Crunch et uendeligt antal gange. Den cykliske udvidelse af den ekpyrotiske model er en moderne version af et sådant scenarium. (Det vigtigste uløste problem herved er, at betragtninger over viskositet medfører, at der vil blive overført entropi fra en fase til den næste, hvilket ville medføre en tilstand af varmedød i en fjern fortid).
  • Modeller som Hartle-Hawking grænsebetingelserne, ifølge hvilke rumtiden er endelig.

Nogle af disse scenarier er kvalitativt kompatible med hinanden. Hver af dem fremsætter uafprøvede hypoteser.

Se også[redigér | redigér wikikode]

Danske henvisninger[redigér | redigér wikikode]

Noter[redigér | redigér wikikode]

  1. European Space Agency (ESA) (21. marts 2013). Planck reveals an almost perfect Universe (Engelsk). ESA Newsletter. ESA. Besøgt 2013-03-22. “Finally, the Planck data also set a new value for the rate at which the Universe is expanding today, known as the Hubble constant. At 67.15 kilometres per second per megaparsec, this is significantly less than the current standard value in astronomy. The data imply that the age of the Universe is 13.82 billion years. (Efter 'Continue')”
  2. R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803.
  3. G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  4. Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965). Measurement of the Flux of Five Sources at 4080 Mc/sec. (1965). Besøgt 25. september 2011.
  5. Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965). A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s. (1965). Besøgt 25. september 2011.
  6. Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965). Measurement of the Flux Density of CAS A at 4080 Mc/s. (1965). Besøgt 25. september 2011.
  7. V. Slipher, afhandling præsenteret for American Astronomical Society, (1915).
  8. G. Lemaître, Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927).
  9. E. Christianson Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae.
  10. F. Hoyle '"A New Model for the Expanding universe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 108 (1948), 372.
  11. Conflict in the Cosmos: Fred Hoyle's Life in Science
  12. Physics News Update 728
  13. A. V. Ivanchik, et al. "The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences" (da: Fin-struktur konstanten: en ny observationsmæssig grænse for dens kosmologiske variation og nogle teoretiske konsekvenser), Astronomy and Astrophysics 343 (1999) 439.
  14. J. Goodman Physics Review D, 52 (1995) 1821.
  15. Caltech Submillimeter Observatory forbereder et program til dealjerede målinger af CMB for at finde korrelationer med Sunyaev-Zel'dovich effekten. http://www.submm.caltech.edu/cso/
  16. D. N. Spergel, et al. "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observationer fra første år: Bestemmelse af kosmologiske parametre", Astrophysical Journal Supplement Series, 148 (2003) 175.
  17. N.W. Boggess, et al. "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch," (COBE-missionen: Dens design og resultater to år efter opsendelsen), Astrophysical Journal, 397 (1992), 420.
  18. A. A. Navabi and N. Riazi, "Is the Age Problem Resolved?" (Er aldersproblemet løst?) Journal of Astrophysics and Astronomy 24 (2003), 3.

Andre henvisninger[redigér | redigér wikikode]

Primære kilder[redigér | redigér wikikode]

  • G. Lemaître, "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques" (Et homogent univers med konstant masse og voksende radius, idet der redegøres for vinkelhastigheden af ekstragalaktiske tåger), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A (1927):41— I den generelle relativitetsteori er det implicit, at universet må udvide sig. Einstein afviste ham samme år. Lemaître's note er oversat til engelsk i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 (1931): 483–490.
  • G. Lemaître, Nature 128 (1931) suppl.: 704, med reference til uratomet.
  • R. A. Alpher, H. A. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements,"Physical Review 73 (1948), 803. Det såkaldte αβγ skrift, hvori Alpher og Gamow foreslog, at de lette elementer dannedes af protoner, som indfangede neutroner i det varme og tætte tidlige univers. Bethes navn blev tilføjet skriftet af spøgefuglen Gamow, som nød det ordspil, som derved fremkom i forfatternavnene.
  • G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. Disse to skrifter af Gamow fra 1948 lagde grunden til vor forståelse af Big Bang nukleosyntese.
  • G. Gamow, Nature 162 (1948), 680.
  • R. A. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1737.
  • R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577. Dette skrift indeholder det første estimat af universets nuværende temperatur.
  • R. A. Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 (1948), 774.
  • A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. Beskriver opdagelsen af den kosmiske baggrundsstråling.
  • R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. Den teoriske tydning af Penzias og Wilsons opdagelse.
  • A. D. Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 (1967), translated in JETP Lett. 5, 24 (1967).
  • R. A. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24–34. En oversigtsartikel.