Fagstoff

Universets utvikling

Publisert: 05.10.2010, Oppdatert: 08.09.2014
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Fysikken om universets tilblivelse og hvordan det har utviklet seg, kalles kosmologi. Ordet er gresk og betyr “læren om orden”. Etter å ha studer stjernenes livsløp, vil nok de fleste akseptere at universet er i stadig forandring. Vårt store verdensrom har ikke noen romlig avgrensning. Selv om kosmologi er en ny vitenskap, kan den i dag gi svar på mange sentrale spørsmål. Men det finnes fortsatt mye om universet vi ikke forstår.

Standardmodellen for universets tilblivelse: Big Bang

Modellen som i dag er akseptert av de fleste kosmologene er at universet oppstod ved det store smellet, “the Big Bang”, for 13,7±0,2 milliarder år (etter data fra 2003) siden. I starten var hele universet samlet i et “punkt”. “Punktet” var universet, noe “utenfor” fantes ikke, ikke engang vakuum. Siden har universet utvidet seg.

Hubbles lov

Bilde av galaksefartGalaksefart 

Sammenhengen mellom den observerte radialfarten til galakser fra oss og deres avstand. Stigningen i grafen gir Hubbles konstant.

Den amerikanske astronomen Edwin Hubble (1889-1953) observerte en rødforskyvning i hydrogenspekteret til galakser. Denne forskyvningen var sterkere jo større avstand galaksen har til oss. Forklaringen på observasjonen er at galaksene beveger seg fra oss. Jo større avstanden til galaksen er, desto større er farten den beveger seg med. Denne sammenhengen er kjent som Hubbles lov:

$$v = H \cdot r$$

 

v: radialfarten til galaksen (dvs. farten fra oss), r: avstanden til galaksen, H: Hubbles konstant. H ansees som en konstant, men verdien er fremdeles noe usikker. Verdien som er oftest brukt er (20±3) km/s per 106 ly.

Radialfarten til en galakse bestemmes fra dopplereffekten. Fra Hubbles lov kan vi anslå avstanden til galaksen ved å kombinerer likningen med likningen for dopplereffekt:

$$r = \frac{v}{H} = \frac{\frac{\Delta \lambda}{\lambda_0} \cdot c}{H}$$

 

Eksempel: Dopplereffekt og Hubbles lov

 

For spektrallinjen Hβ, den røde linjen i Balmerserien, måler vi i laboratoriet en bølgelengde på 486 nm. For den samme linjen måler vi 489 nm i spekteret til en galakse.
a) Med hvilken radialfart beveger galaksen seg og i hvilken retning i forhold til oss?  
b) Hvilken avstand har galaksen?

 

Svar:


a) Av rødforskyvningen i spekteret kan vi se at galaksen beveger seg fra oss. Rødforskyvningen er 3 nm. Med dopplerformelen finner vi farten:

 

 

$v = \frac{\lambda-\lambda_0}{\lambda_0} \cdot c = \frac{\Delta \lambda}{\lambda} \cdot c$ $= \frac{489 \mathrm{ nm} - 486 \mathrm{ nm}}{489 \mathrm{ nm}} \cdot 3,0 \cdot 10^8 \mathrm{ m/s}$ $= 1,8 \cdot 10^6 \mathrm{ m/s}$


Galaksen beveger seg med en fart på 1,8 · 106 m/s fra oss.


b) Vi setter svaret fra a) inn i Hubbles lov, og får:

 

 

$r = \frac{v}{H} = \frac{ 1,8 \cdot 10^6 \mathrm{ m/s}}{20 \frac{\mathrm{km/s}}{10^6 \mathrm{ ly}}} = 90 \cdot 10^6 \mathrm{ ly}$

Observasjoner av galakser som stadig fjerner seg, ga Hubble ideen om at universet en gang var samlet. Hvis man bruker en rosinbolledeig som hever seg, vil man se at alle rosiner får større avstand fra hverandre og at avstanden til dem som er lengst borte øker mest – analogt til det som ble observert med galaksene. Mens bolledeigen utvider seg i et eksisterende rom, eksisterer det ikke rom omkring universet. Det er selve universet som utvider seg.

You are missing some Flash content that should appear here! Perhaps your browser cannot display it, or maybe it did not initialise correctly. Download player
Rosinbollemodellen
Forfatter: Narom

Rosinbolledeigen som modell for det ekspanderende universet. Når deigen hever seg til det dobbelte vil avstanden mellom alle rosiner øke til det dobbelte. Dette innebærer at farten øker proporsjonalt med avstanden.

Eksempel: Modell for universets utvidelse

 

Anta at du har en rosinbolledeig som står til heving. Du har 4 rosiner A, B, C, D. Avstand AB er 10 mm, AC 20 mm, AD 30 mm. Etter 20 minutter har avstanden mellom alle rosiner fordoblet seg. Med hvilken fart beveger rosinene seg fra hverandre?  Hva er proporsjonalitetsfaktoren mellom farten og avstanden (tilsvarende Hubbles konstant)?

 

Svar:

 

Hubbles lovHubbles lov
Forfatter: Narom

 

Proporsjonalitetsfaktoren ved utvidelse av rosinbolledeigen i vårt eksempel er 0,025 og tilsvarer Hubbles konstant for universets utvidelse.

 

Vær oppmerksom på at vi i eksemplet har antatt at farten hvert punkt beveger seg med er konstant i det valgte tidsintervallet. Dette er en forenkling fordi modellen ellers forutsetter at farten øker med avstanden. Når det gjelder utvidelse av universet er vi ikke i stand til å måle en økt fart for en bestemt galakse, selv om målingene tas med flere års mellomrom.

Ved hjelp av Hubbles lov kan også universets alder anslås.

Eksempel: Universets alder

 

Bruk Hubbles lov til å bestemme alderen til universet.


Svar: Vi bruker følgende formelsymboler: r = avstand mellom 2 galakser, v = farten galaksene fjerner seg fra hverandre, t = tiden for utvidelsen, dvs alderen på universet, H = Hubbles konstant = 20 km/s per 106 l.y.

I vår forenklede modell antar vi at universet har utvidet seg med konstant fart: r = v ⋅ t. Da blir universets alder

 

 

$$t = \frac{r}{v}$$


Vi kombinerer denne formelen med Hubbles lov: v = H ⋅ r og får

 

 

$t = \frac{r}{H \cdot r} = \frac{1}{H} = \frac{1}{\frac{20 \mathrm{ km/s}}{10^6 \mathrm{ ly}}}= \frac{1}{\frac{20 \cdot 10^3 \mathrm{ m/s}}{10^6 \cdot 9,46 \cdot 10^{15} \mathrm{ m}}}$ $= \frac{1}{2,1 \cdot 10^{-18} \mathrm{ s}^{-1}}= 4,8 \cdot 10^{17} \mathrm{ s} = 1,5 \cdot 10^{10} \mathrm{ år}$

 

 

 

 

Universets utvikling

I grove trekk forestiller man seg utviklingen etter Big Bang-modellen på følgende måte: Det store smellet skapte universet – en masseklump med ekstrem høy temperatur og tetthet. For selve starten på skapelsen av universet mangler vi fremdeles forklaring. Tettheten var så stor at fotoner som ble skapt ved de høye temperaturene ikke kunne bevege seg fritt. Universet var ugjennomsiktig. Universet utvidet seg, noe som førte til at temperaturen sank, akkurat som i en gass. Elementærpartikler ble dannet. Fusjonsprosessen der hydrogenkjerner danner helium kom i gang. Denne prosessen stoppet opp da nøytronene var brukt opp og temperaturen ikke var høy nok til fusjon av tyngre grunnstoffer. Universets sammensetning var da ca. 75 % hydrogen- og 25 % heliumkjerner. Etter ca. 300 000 år, da temperaturen hadde sunket til 3000 K, dannet atomkjernene og elektroner nøytrale atomer av hydrogen og helium. Da ble universet gjennomsiktig. Universet var fylt med elektromagnetisk stråling som tilsvarte en temperatur på 3000 K. Men universet utvidet seg og ble kaldere. Den elektromagnetiske strålingen gjennomgikk en rødforskyvning. Vitenskapsfolk hadde forutsagt at dersom Big Bang-modellen var riktig, måtte hele universet være fylt med termisk stråling i mikrobølgeområdet, med en bølgetopp tilsvarende en temperatur på 3 K. Da ideen ble lagt fram i 1948 fantes det ikke instrumenter til å måle slik svak stråling. Men senere, da bedre måleinstrumenter var utviklet, observerte man denne kosmiske bakgrunnsstrålingen. Måleresultatene fra satellitten COBE (Cosmic Background Explorer), som ble skudd opp av NASA i 1989, var i samsvar med den beregnete kurven i figuren under.

 

Bilde av kosmisk bakgrunnstråling.Kosmisk bakgrunnsstråling 

Linjen viser intensiteten som funksjon av bølgelengden for kosmisk bakgrunnsstråling slik den er beregnet og måleresultatene. Beregningen og måleresultater er sammenfallende.

De sentrale observasjoner som støtter Big Bang-modellen er:

  1. Lyset fra galaksene er rødforskjøvet. Forskyvningen er størst for galaksene som er lengst borte.
  2. Massen i universet består hovedsakelig av hydrogen og helium.
  3. Hele universet er fylt med kosmisk bakgrunnsstråling – elektromagnetisk stråling i mikrobølgeområdet, som har sin maksimale intensitet ved 1,1 mm som tilsvarer en temperatur på 2,7 K.

 

Universets framtidige utvikling

Etter dagens viten finnes det tre muligheter for universets videre skjebne:

  1. Utvidelsen overvinner gravitasjonskreftene, slik at universet fortsetter å ekspandere i all evighet. Vi snakker da om et åpent univers.
  2. Gravitasjonskreftene vil til slutt overvinne utvidelsen. Universet vil trekke seg sammen og ende opp i et “Big Crunch”. I denne modellen har vi et lukket univers. Det er mulig at den blir etterfulgt av et nytt Big Bang, slik at universet pulserer.
  3. Utvidelsen vil balansere gravitasjonskreftene, slik at utvidelsen stopper opp uten at noe sammentrekning finner sted. Dette betegnes om et flatt univers.

 

Hva som kommer til å skje er avhengig av massetettheten i universet. Er det høyere massetetthet enn en viss grenseverdi, som kalles kritisk massetetthet, vil tyngdekraften til slutt seire over utvidelsen. Astronomene har anslått massetettheten med utgangspunkt i himmellegemer de er i stand til å se, men regner med høye “mørketall”. Det finnes indikasjoner på at mørk materie kan utgjøre ca. 90 % av universet. Fordi materien er mørk, er den usynlig. Slik materie kan bare observeres gjennom deres virkninger. Farten til et himmellegeme er begrenset av systemets masse. Hvis farten var større ville legemet bli revet løs fra systemet. Man har observert stjerner som har en høyere fart enn hva som er forenlig med den observerte massen. Forklaringen er at det finnes usynlig masse, dvs. mørk materie. Mørk materie er et spennende forskningsfelt, men det ligger langt utenfor pensum.