Special: Universums 4 största förändringar
Publicerad 5 mars 2012 i Vetenskap
Universum är väldigt föränderligt, även om förändringarna går långsamt. Det som tycks vara en konstant stjärnhimmel är allt annat än just detta. De stora förändringarna i universum sker också bara en gång, vilket betyder att det tillstånd vårt universum har just nu är unikt. Men hur har universum blivit sådant det är idag, fullt av stjärnor och galaxer? Universums historia sammanfattas här genom en närmare titt på universums fyra största förändringar, i kronologisk ordning.
4. Big Bang
Big Bang
Bild: NASA (public domain)
Vårt universum uppstod för 13,7±0,1 miljarder år sedan genom en hastig och kraftig expansion, kallad Big Bang. Big Bang var inte någon form av expanderande materia i ett redan befintligt rum, likt en dynamitexplosion, utan det var själva rummet som expanderade. Tillsammans med rummet uppstod även tiden, eftersom rum och tid är sammanlänkande i vad som kallas rumtiden. Eftersom rumtiden uppstod i och med Big Bang är frågor som "vad finns utanför universum?” och ”vad fanns innan Big Bang?” svåra att svara på. Rum och tid är fenomen som vi just nu bara känner till i vårt nuvarande universum.
Inuti och förbundet med det nybildade rummet fanns även en ofantlig mängd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en oändligt massiv och het punkt - en så kallad singularitet.
Universums ålder har man räknat ut med flera oberoende metoder. En metod är att mäta hur snabbt galaxer rör sig bort från oss och räkna baklänges på när alla var ”här”. En annan metod involverar att mäta åldern på stjärnkluster, och där man aldrig hittat några stjärnor som är äldre än 13,7 miljarder år.
Universum var i början väldigt litet och allt var oerhört tätt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan då, men i ett mindre område. Detta gjorde att det var oerhört varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda större partiklar såsom atomkärnor. När expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde då börja hållas ihop.
Varför Big Bang över huvud taget skedde vet man inte. Men när expansionen väl började fortsatte den. När rummet i sig väger något faller det utåt, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i vägen för detta ”fall” fortsätter det bara. Universums volym tros ha ökat med en faktor av minst 1078 mellan 10-36 och 10-32 s efter Big Bang. Detta kan liknas vid om ett litet mynt på 1 cm i diameter plötsligt växte till att bli tio miljoner gånger bredare än Vintergatan. Detta kan tyckas gå emot relativitetsteorins grund om att inget kan röra sig snabbare än ljuset, men detta gäller inte rummet självt. Denna snabba expansion slutade dock plötsligt på grund av okända anledningar.
Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket lägre hastighet. Universums expansion forsätter än idag och kommer troligtvis fortsätta så länge universum existerar.
3. Rekombinationen
Orange rektangel
Under de första 10 s efter Big Bang skedde många komplicerade förändringar som vi inte går närmare in på här. Men därefter, 10 s efter Big Bang och fram till 380 000 år efter Big Bang, var förhållandena någorlunda stabila och den så kallade fotonepoken varade. Epoken kallas så eftersom universum dominerades av fotoner, vilka även kallas ljuspartiklar.
Under de första minuterna av fotonepoken bildades atomkärnor tyngre än väte (vätekärnor, alltså protoner, fanns redan). Förhållandena i hela universum var här liknande de i dagens stjärnkärnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomkärnor heliumkärnor, och ungefär resten vätekärnor. En liten, liten andel atomkärnor av deuterium, litium och beryllium bildades också. Sedan avstannade atomkärneproduktionen i stort sett.
Därefter fanns i universum en gas av atomkärnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket innebär att elektronerna var ej bundna till atomkärnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde på att det fortfarande var för varmt för detta. Men även om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och när det händer bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (främst) och energin spreds jämnt mellan dem alla. Alla partiklar var i så kallad termodynamisk jämvikt. Detta är ett lätt tillstånd att beskriva fysikaliskt, så universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. Tätheten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard gånger större än nu eftersom universum var en miljard gånger mindre. Detta innebär att det fanns cirka 410 miljarder fotoner per cm3 och 250 protoner per cm3 (mot dagens 410 fotoner per cm3 och en proton per 4 m3. Denna foton-protonratio på 1 600 000 000:1 sattes under första sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man räknar på fotonernas massa, alltså om man räknar om deras energi till massa enligt E = mc2, var deras densitet i slutet av epoken 200 gånger större än bly. Men trycket i gasen runt 380 000 år efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i vår atmosfär.
Gasen nämns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska mått mätt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosfär, och redan efter 10 år hade universum expanderat så pass att dess densitet var lägre än det bästa vakuum människan lyckats åstadkomma.
Temperaturen i gasen i universum var 380 000 år efter Big Bang cirka 3 000 °C. Dock skulle man inte bränna sig av gasen, eftersom den var för tunn. Man skulle knappt känna den. Temperaturen på 3 000 °C är ett mått på fördelningen av hastigheten på rörelserna hos de ingående partiklarna, inte mer än så. Och eftersom det var så långt mellan partiklarna skulle de inte kunna bränna en människa. Men däremot skulle ljuset döda en! Den ofantliga strålningen av fotoner skulle omedelbart förgöra en.
Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som nämnts ovan, inte var fria att röra sig någon längre sträcka utan att interagera med främst elektroner, och till liten del protoner. Det kan jämföras med dimma i atmosfären, vilken beror på att fotonernas väg kröks vid passagen av gränsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte särskilt tät med jordiska mått mätt, endast några tusen elektroner per cm3 fanns. Detta gjorde att universum var ganska transparent (genomskinligt) ändå. Vid 100 000 år efter Big Bang kunde man se 500 ljusår långt (1 s efter Big Bang var det dock så tät dimma att man inte hade kunnat se handen framför ansiktet). Men transparens i kosmologin innebär att man kan se ändå till ”horisonten”, det vill säga ända till gränsen av det synliga universum, och 100 000 år efter Big Bang var 500 ljusår endast 1 % av detta avstånd. Men universum blev långsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock dröjt 45 miljoner år tills man hade kunnat se ända till horisonten. Men vad som hände var rekombinationen.
Ungefär 380 000 år efter Big Bang och när universum var cirka 3 000 °C varmt bildades de första hela atomerna. Då var universum äntligen så svalt att de negativt laddade elektronerna nu tilläts att attraheras till de positivt laddade atomkärnorna. De rekombinerades med varandra. När elektronerna ”föll” till lägre energinivåer i omloppsbanor runt atomkärnor gav de av fotoner, som passerade obehindrat genom de nu existerande neutrala atomerna. Universum blev under 80 000 år, den tid rekombinationen tog, transparent. Det ljus som nu spred sig genom universum, för den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden för en trolig färg). Alltså, hade man varit i universum då, hade man kunnat se ända till gränsen av det synliga universum, och där hade det lyst starkt oranget.
Under de närmaste sex miljoner åren förändrades färgen på ljuset i universum från oranget till allt mörkare rött och slutligen till att bli osynligt infrarött ljus. Universum var nu mörkt. Men så skulle det inte bli för evigt.
VAR DET SÅ HÄR DET GICK TILL, eller hur mycket kan vara riktigt ? Undrande rumlig !
