Big Bang

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk
Denne artikkelen omhandler Big Bang-teorien. For det norske bandet, se Bigbang. For det koreanske bandet, se Bigbang (sørkoreansk band)
Big Bang-teorien (Illustrasjon).

The Big Bang, også kalt det store smellet, er populærnavnet på en type modeller innen kosmologien som beskriver universets utvikling fra en tett, varm fase fram til i dag. Selve navnet «Big Bang» ble introdusert av den engelske astrofysikeren Fred Hoyle som en lett nedsettende betegnelse i et radioforedrag på 1950-tallet. Men Big Bang-modeller av universets historie ble studert allerede av den russiske matematikeren Aleksander Friedmann i begynnelsen av 1920-årene. Han påviste at Einsteins generelle relativitetsteori naturlig fører til ekspanderende modeller av universet. Noen år senere, men uavhengig av Friedmann, kom den belgiske astronomen og fysikeren Georges Lemaitre, en katolsk prest, fram til det samme resultatet.

Modellene til Friedmann og Lemaitre ble imidlertid først tatt alvorlig etter at den amerikanske astronomen Edwin Hubble i 1929 påviste at fjerne galakser beveger seg vekk fra oss, og at deres hastigheter øker med avstanden fra oss. De ekspanderende løsningene i generell relativitetsteori gir en naturlig tolkning av disse observasjonene som et resultat av at rommet mellom galaksene utvider seg.

At rommet utvider seg betyr ganske enkelt at den fysiske avstanden mellom to gitte objekter øker med tiden. Som en konsekvens av dette må alt innenfor den delen av universet som vi kan observere en gang for lenge siden ha vært samlet på et mye mindre område. Ekstrapolerer vi modellene langt nok tilbake i tid, kommer vi til et punkt der alle punktene innenfor vårt observerbare univers var samlet i et infinitesimalt område. Nøyaktig hvor lenge siden universet var slik avhenger av parametre som for eksempel massetettheten i universet. Med de beste målingene av de relevante størrelsene vi har tilgjengelige nå, finner man at dette var universets tilstand for omtrent 13,7 milliarder år siden. Det er imidlertid all grunn til å tro at modellen bryter sammen før vi kommer til dette punktet, blant annet fordi kvantegravitasjonseffekter blir viktige. Big Bang-modellene sier derfor strengt tatt ingenting om universets tilblivelse, men bør oppfattes som modeller for universets historie og utvikling fra en tett og varm fase fram til dagens situasjon.

Det viktigste empiriske grunnlaget for Big bang-modellene er den kosmiske mikrobølgebakgrunnen, mengdeforholdene av de letteste grunnstoffene, og det kosmologiske rødskiftet.

Observasjonelt bevis[rediger | rediger kilde]

Hubbles lov og kosmologisk ekspansjon[rediger | rediger kilde]

Observasjoner tyder på at alle galakser som er tilstrekkelig langt unna oss til at gravitasjonsvirkningen mellom galaksen og Melkeveien er neglisjerbar beveger seg bort fra oss. Altså utvikler universet seg. Vi kan vite det fordi lyset til mange objekter, som for eksempel galakser, er rødforskjøvet. Hastigheten galaksene beveger seg bort fra oss med er proporsjonal med avstanden til dem. Både farten og avstanden øker: v = H0 D, der:

  • v er hastigheten målt langs forbindelseslinjen mellom oss og galaksen som observeres,
  • H0 er Hubbleparameteren, målt til 70.4 +1.3
    −1.4
    km/s/Mpc,
  • D er avstanden til galaksen som observeres.

Denne lineære sammenhengen er kjent som Hubbles lov. Gitt antakelsen at universet er homogent og isotropt betyr denne observasjonen at hele det synlige universet må ha vært samlet i et svært lite området på et tidligere tidspunkt.

Egentlig er det selve rommet som utvider seg, og tar med seg galaksene som står stille. Hvis rommet utvider seg, betyr det at det må ha hatt en mye større tetthet før og hvis universet utvider seg, synker temperaturen.

Kosmisk mikrobølgebakgrunn[rediger | rediger kilde]

Forutsigelsen om at universet tidligere har vært i en svært tett tilstand innebærer også at temperaturen må ha vært svært høy. Når temperaturen er så høy at en stor andel av fotonene i den termiske strålingen kan ionisere hydrogen vil midlere fri veilengde for et foton være kort. Når universet utvidet seg falt temperaturen, og når temperaturen var lav nok til at hydrogen ikke lenger ble ionisert ble universet gjennomsiktig. I følge Big Bang-teorien skal det ikke ha vært noen vesentlig absorbsjon av denne strålingen etter denne fasen. Den kritiske temperaturen der strålingen ble frigjort var ca. 3300 K og rødforskyvningen siden denne fasen er omkring z=1100. Dette betyr at Big Bang-teorien forutsier at universet har en homogen og isotrop bakgrunn av termisk stråling med en karakterisktisk stråling omkring 3 K. Denne strålingen er observert i overensstemmelse med forutsigelsen og er målt i stor nøyaktighet av blant annet satelittene COBE og WMAP. Arno Penzias og Robert Wilson observerte bakgrunnsstrålingen i 1965.

Hvis vi kunne hente kunnskap fra flere typer stråling enn elektromagnetisk stråling, ville vi kanskje fått flere og nye svar.

Mengdeforhold av lette grunnstoffer[rediger | rediger kilde]

Den høye temperaturen og tettheten ved begynnelsen av Big Bang innebærer at i en kort periode kunne protoner og nøytroner fusjonere til tyngre kjerner. Denne prosessen er kjent som Big Bang-nukleosyntese. Gitt forholdet mellom antall fotoner og antall protoner på dette tidspunktet forutsier Big Bang-modellen i hvilke mengder de ulike grunnstoffene ble laget. De grunnstoffene som ble dannet i nukleosyntesen er deuterium, helium-3, helium-4 og litium-7. Forutsigelsen fra modellen er i tilfredsstillende overensstemmelse med observasjoner.

Inflasjonsepoken[rediger | rediger kilde]

De enkleste Big Bang-modellene har en rekke problemer, blant annet:

  • Horisontproblemet: På grunn av lysets endelige hastighet vil man forvente at ikke hele det observerbare univers har vært i kausal kontakt på noe tidspunkt. Dette står i motsetning til observasjonen at den kosmologiske bakgrunnsstrålingen er isotrop.
  • Flathetsproblemet: Universet vi observerer er flatt, det vil si at geometrien er Euklidsk. I enkle Big Bang-modeller krever dette ekstrem finjustering av massetettheten i det tidlige univers, siden ekspansjonen driver geometrien bort fra flat geometri med mindre krumningen i utgangspunktet var eksakt null.

Begge problemene løses hvis man antar at universet en gang like etter Big Bang hadde en fase med svært rask ekspansjon. En slik rask ekspansjon vil kunne drive områder i kausal kontakt så langt fra hverandre at de ennå ikke har kommet i kausal kontakt igjen. Dette forutsetter at rommet har ekspandert så raskt at avstanden mellom punkter økte mye raskere enn lyshastigheten. Flathetsproblemet løses ved at den raske ekspansjonen naturlig driver universets geometri mot en flat geometri uavhengig om det har positive eller negativ krumning. Dermed gir inflasjonshypotesen en naturlig forklaring på hvorfor universet ser ut til å startet i en tilstand om var svært nær flat geometri.

Det finnes ingen konsensus om hva som forårsaket den raske ekspansjonen i inflasjonsepoken.

Se også[rediger | rediger kilde]