Svar:
Se fråga 705 för en beskrivning av hur den kosmiska bakgrundsstrålningen uppkommer.

Man tror att galaxerna bildades några hundra miljoner år efter big bang. Det är dessa man vill kunna observera med det aktuella Webbteleskopet, se James_Webb_Space_Telescope . Detta rymdteleskop är känsligt för infraröd strålning, vilket innebär att det är känsligt för det vanliga ljuset rödförskjutet in i infrarött.

Nej, universum expanderar så att varje punkt kommer längre ifrån varje annan punkt. Det är inte som en explosion då materia kastas ut i alla riktningar från ett centrum. Universum har inget centrum.

Eftersom universum före 380000 år var ogenomskinligt för elektromagnetisk strålning, kan man aldrig med elektromagnetisk strålning se något från tiden mindre än 380000 år. Enda möjligheten är att använda andra budbärare, kanske gravitationsvågor eller neutriner.

Se även fråga 18514 .
/Peter E

Nyckelord: kosmisk bakgrundsstrålning [19]; big bang [37];

Ursprunglig fråga:
Hej! Hur snabbt utvidgar sig universum där det går som snabbast(vilket väl är längst bort från oss)? Är farten lika stor åt alla håll? Om inte vad får den att variera?
/Thomas Å, Knivsta

Svar:
Om universum är oändligt (vilket det bör vara) är det tveksamt att tolka stora rödförskjutningar i termer av hastighet. Det är bättre att tolka den i termer av skalfaktorn R, som är ett mått på hur långt expansionen har kommit.

Rödförskjutningen z definieras som (se länk 1):

z = (l_observerad - l_emitterad)/l_emitterad = l_observerad/l_emitterad - 1

dvs

z + 1 = l_observerad/l_emitterad = R_nu/R_då = 1/R

Man kan se det så att den kosmologiska rödförskjutningen "drar ut" rymden med fotonen så att den observerade fotonen har längre våglängd.

Det kan vara intressant i sammanhanget att titta på objekt med mycket stor rödförskjutning, vilka även bör vara de mest avlägsna.

List_of_the_most_distant_astronomical_objects listar ett antal objekt. Galaxen GN-z11 (bilden nedan) innehar rekordet med z=11.09. Detta motsvarar tiden 13.721-13.309 Gyr = 412 miljoner år efter big bang. (Time of Big Bang - Lookback Time = Cosmic Age). Det dröjer alltså inte länge innan stjärnor och galaxer skapas!

Med kalkylatorn i länk 1 kan man räkna ut att z=11.09 motsvarar en hastighet på 0.986*c, alltså mycket nära ljushastigheten.

Konverteringen mellan rödförskjutning z och tid efter big bang är modellberoende och inte trivial. Man kan använda Ned Wrights kalkylator A Cosmology Calculator for the World Wide Web, se länk 2. Med standardvärden på parametrarna får man de ovan angivna värdena 13.721 Gyr för universums ålder och 13.309 Gyr för galaxens ålder.

Se även fråga 21109 , 6721 , Rödförskjutning och Redshift .

Jag vill gärna ta tillfället i akt att rekommendera Max Tegmarks bok Vårt matematiska universum. Den innehåller enkla och lite svårare förklaringar om kosmologi, författarens personliga upplevelser och, för mig, svårbegripliga parallella universum där det finns oändligt många kopior av mig (hemska tanke!).

Nyckelord: big bang [37]; rödförskjutning [7]; kosmologi [33]; *verktyg [15]; galax [28];

1 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/redshf.html
2 http://www.astro.ucla.edu/~wright/CosmoCalc.html

Svar:
Jag vet inte om man kan komma hela vägen till big bang, men säkert en bit på vägen.

Den viktigaste budbäraren för astrofysik och kosmologi är elektromagnetisk strålning. Man har lyckats observera struktur från tidpunkten då den elektromagnetiska strålningen frikopplades från materien genom att mäta 3K mikrovågsstrålning. Detta ger en bild av universum 380000 år efter big bang, se fråga 705 , 19032 och 20668 .

För att komma vidare måste man använda en annan budbärare, t.ex. gravitationsvågor. Eventuellt öppnar studiet av gravitationsvågor ett nytt fönster för kosmologiska studier. Med gravitationsvågor hoppas man kunna observera effekter av den kosmologiska inflationen (fråga 17472 ) och fasövergångar17472 .

Se fråga 20117 och (tyvärr en feltolkning av data) fråga 19356 .

En annan möjlighet är att använda icke relativistiska neutriner. Dessa frikopplades från annan materia ungefär en sekund efter big bang. Det kommer emellertid av vara mycket svårt att detektera dessa mycket lågenergetiska neutriner.

Se fråga 17942 , Cosmic_neutrino_background och Cosmic_neutrino_background#Prospects_for_the_direct_detection_of_the_CνB .

Se även fråga 13242 .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; neutrino [19]; gravitationsvågor [19]; inflation [7]; kosmisk bakgrundsstrålning [19];

Svar:
Det kan tyckas motsägelsefullt, men det är korrekt. Skillnaden är om man även räknar den mörka energin som massa eller hanterar den separat.

En anpassning av parametrarna i den kosmologiska standardmodellen (big bang) till vitt skilda observationer (kosmiska bakgrundsstrålningen, elementförekomst strax efter big bang, accelererad expansion från mörk energi, mm), se fråga 18686 , ger följande resultat

andel mörk energi 72.8%
andel mörk materia 22.7%
andel normal materia 4.56%

Bortser vi från den mörka energin är andelen normal materia
4.56/(4.56+22.7)=17%.
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; kosmologi [33]; mörk energi [6]; mörk materia [17]; materia [6];

Svar:
Hej Thomas! Det enkla svaret är att man inte vet. Det som är det älsta observerade är ju den kosmiska bakgrundsstrålningen (se fråga 705 ) från c:a 380000 år efter big bang. Allt tidigare än detta är teoretiska extrapolationer. Möjligen kan de nyligen upptäckta gravitationsvågorna (se fråga 20117 ) tillåta att man kan "se" igenom vallen av bakgrundsstrålning.

Vad gäller pauliprincipen (se fråga 18298 ) så tror jag inte det är något problem. Min föreställning är att fermioner (kvarkar/leptoner) inte bidades från den heta strålningen förrän Pauli så tillät.

Enligt "inget-hår teoremet" skall man inte behöva oroa sig för pauliprincipen i ett svart hål. Det enda man kan veta är hålets massa, laddning och rörelsemängdsmoment (se No-hair_theorem ).
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; svart hål [51];

Svar:
Tidningsartikeln som ligger bakom Science-artikeln (länk 1) är korrekt även om det låter konstigt. I länk 2 finns en sammanställning av olika epoker i big bang teorin.

Från början var universum mycket hett och det var jämvikt mellan strålning och materia. Strålningen kunde jonisera väte och helium (som i stort sett var vad materien bestod av) och det fanns fria elektroner. Efter c:a 380000 år hade temperaturen sjunkit till 3000 K, så energin räckte inte till för att jonisera väte och helium. Materien och strålningen frikopplas, och vi kan i dag observera strålningen rödförskjuten till 3 K (kosmisk bakgrundsstrålning).

Vid 500 miljoner år har strålningen temperaturen 10 K och materien strålar inte, så man får säga att det var mörkt och kallt (Chronology_of_the_universe#Dark_Ages ). Vid 500 miljoner år började stjärnor bildas och man fick vad som kallas den andra jonisationen. De stjärnor som bildades var massiva och utvecklades mycket snabbt. De slutade som supernovor, så de tunga ämnen som bildats spreds ut i omgivningen. Det är syret som bildats i denna process man detekterat. Se även Reionization .
/Peter E

Nyckelord: grundämnen, bildandet av [5]; big bang [37]; kosmisk bakgrundsstrålning [19];

1 http://science.sciencemag.org/lookup/doi/10.1126/science.aaf0714
2 http://www.uni.edu/morgans/astro/course/Notes/section3/bigbang.html

Ursprunglig fråga:
Att studera supernovor på olika avstånd i rymden har lett till att man kan med stor sannolikhet anta att rymden expanderar accelererande. Nobel pris i fysik 2011. Att rymden expanderar kunde Lemaître/Hubble redan i slutet av 1920-talet konstatera genom att studera avlägsna galaxer och dess rödförskjutning.

Vad som sägs är att avlägsna objekt rör sig fortare från oss än de som är närmare.

Men de objekt som är avlägsnast, med störst hastighet från oss, har dess ljus rört sig mot oss i drygt 13 miljarder år. Det är väl med andra ord hur de rörde sig då för 13 miljarder år sedan.

Hur kan man dra slutsatser om vad som händer med dess rörelse idag?
/Stefan H, Trollhättan

Svar:
Man jämför nuvarande expansion (från närbelägna objekt) med tidigare expansion (från avlägsna objekt). Då finner man att den tidigare expansionen var mindre. Expansionen måste alltså ha accelererat.

Se nedanstående figur från fråga 20080 . Punkterna är mätningar av rödförskjutningen (från uppmätt och icke förskjuten våglängd) och magnitud (ljusstyrka) hos typ Ia supernovor.

Rödförskjutningsparametern z ges av

z = (l_obs-l₀)/l₀

(Se Rödförskjutning ).

Den nedre horisontella skalan är universums skalfaktor a(t) (se Scale_factor_(cosmology) )

a(t) = 1/(1+z) nutid a(t₀) = 1, big bang a(0) = 0

där t₀ = 13.799+-0.021 Gyr.

Linjerna i figuren är vad big bang modeller förutser för olika antaganden. Andra observationer indikerar att universum har kritisk densitet.

Universum utvidgar sig men gravitationskrafterna bromsar utvidgningen. Om inget annat fanns som styrde utvidgningen av universum än den kända materian och gravitationen skulle den framtida utvecklingen helt bero på universums masstäthet. Man talar om en kritisk densitet som motsvarar knappt sex väteatomer per kubikmeter.

Kritisk densitet utan extra acceleration ger alltså en avtagande expansion asymptotiskt mot noll. Den röda linjen stämmer uppenbarligen dåligt med uppmätta supernovadata. Vid z=0.6 är supernovorna betydligt svagare (högre magnitud) än vad den röda linjen ger. Det betyder att de är längre bort, dvs att universum expanderat snabbare än vad modellen ger. Det måste alltså till en accelererade kraft, kallad mörk energi, för att reproducera uppmätta data - blå heldragen linje.

Se även Accelerating_expansion_of_the_universe#Supernova_observation .

Nyckelord: universums expansion [16]; rödförskjutning [7]; big bang [37];

Svar:
Björn! En detaljerad förståelse kräver en del, men en kvalitativ förståelse är inte oöverstiglig.

Temperaturen hos den kosmiska bakgrundsstrålningen är lite olika i olika riktningar. Temperaturen är alltså en funktion av två vinklar q,f. (Man använder normalt galaktiska koordinater.) För att specifiera uppmätta värden skulle det erfordras att man definierar temperaturen i oändligt många punkter. Detta är naturligtvis opraktiskt.

I stället representerar man temperaturen med en summa av vinkelfunktioner. Detta är analogt med att t.ex. representera trigonometriska funktioner med en Taylor-utveckling, se Taylorserie .

För funktioner som beror av vinklar använder man normalt klotytefunktioner, se Klotytefunktion för utvecklingen. Klotytefunktionen har två parametrar, grad (multipol eller multipolmoment) l och ordning m.

Figuren du refererar till visas nedan (länk 1 från ESA). Eftersom tolkningen i termer av multipoler (övre x-axeln) är lite svår att förstå har man även lagt in en skala (nedre x-axeln) som representerar den typiska "bubbelstorleken".

De röda punkterna i figuren är mätningar från Planck-proben. Den gröna kurvan är den bästa anpassningen av parametrarna i den kosmologiska standardmodellen. Man måste säga att överensstämmelsen mellan teori och uppmätta data är imponerande!

Vi ser att det finns en stor topp vid c:a 1^o. Detta kan man tolka som att vårt universum är plant -- se resonemanget i fråga 18978 .

Se vidare länk 1 och 2.

Nyckelord: big bang [37]; kosmisk bakgrundsstrålning [19]; kosmologi [33];

1 http://sci.esa.int/planck/51555-planck-power-spectrum-of-temperature-fluctuations-in-the-cosmic-microwave-background/
2 http://sci.esa.int/planck/51562-the-power-spectrum-of-temperature-fluctuations-in-the-cosmic-microwave-background-ndash-animation/

Svar:
Sakta svalnar universum. Låter riktigt poetiskt!

Det finns ingen enkel formel för detta. Det är olika samband för olika epoker av universums utveckling. Den strålningsdominerade tidiga epoken och den senare materiedominerade. Länk 1 innehåller ett diagram och länk 2 ett par formler.
/Peter E

Nyckelord: big bang [37];

1 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/timlin.html
2 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/astro/expand.html#c2

Svar:
Ja, universum kan mycket väl vara ändligt men obegränsat. Det är lättare att föreställa sig detta genom att bortse från en dimension. Universum kan då vara en tvådimensionell klotyta som inte har någon gräns men är uppenbarligen ändlig - man kommer tillbaka till utgångspunkten efter ett varv.

Analogin med universum som en tvådimensionell klotyta illustrerar även att universum inte har har något centrum - alla punkter på klotytan är ekvivalenta. Man skall alltså inte föreställa sig big bang som en explosion i en punkt som kastar ut materia, utan som en expansion av universum självt.

Se även fråga 18978 .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37];

Ursprunglig fråga:
Hej! Universum utvidgas enligt gällande modell. Med vilken hastighet sker det i de "yttersta" delarna? Pågår inflation därborta fortfarande eller var det något som bara ägde rum strax efter Stora Smällen?
/Thomas Å, Knivsta

Svar:
Standardsvaret om delar av universum expanderar med en hastighet överstigande ljushastigheten är ja, men man skall ha klart för sig att man kan definiera hastigheter och avstånd på flera sätt, se Faster-than-light#Universal_expansion .

Låt oss passa på tillfället att ta upp annonseringen i går (17/3/2014) att man fått direkta stöd för inflationsteorin och att man har fått fram indikationer på gravitationsstrålning, se pressmeddelandet under länk 1.

Ett par citat ur pressmeddelandet:

Researchers from the BICEP2 collaboration today announced the first direct evidence for this cosmic inflation. Their data also represent the first images of gravitational waves, or ripples in space-time. These waves have been described as the "first tremors of the Big Bang." Finally, the data confirm a deep connection between quantum mechanics and general relativity.

"This has been like looking for a needle in a haystack, but instead we found a crowbar," said co-leader Clem Pryke (University of Minnesota).

When asked to comment on the implications of this discovery, Harvard theorist Avi Loeb said, "This work offers new insights into some of our most basic questions: Why do we exist? How did the universe begin? These results are not only a smoking gun for inflation, they also tell us when inflation took place and how powerful the process was."

Båda dessa upptäcker (inflation och gravitationsvågor) är, om de bekräftas, av nobelprisklass. Vad man gjort är att man har mätt cirkulärpolarisationen av den kosmiska bakgrundsstrålningen (se nedanstående bild) med ett teleskop (BICEP2) på sydpolen. Placeringen på sydpolen är för att undvika att mikrovågsstrålningen absorberas av vattenånga. Sydpolen är den bästa platsen för detta eftersom den befinner sig på 3000 m:s höjd i jordens torraste öken.

Här är inslag från Sveriges Radio/SVT:

http://sverigesradio.se/sida/default.aspx?programid=406
http://sverigesradio.se/sida/avsnitt/333765?programid=412
http://www.svt.se/nyheter/vetenskap/eko-fran-big-bang-upptackt

Fler länkar:

http://www.popast.nu/2014/03/spar-av-gravitationsvagor-bekraftar-universums-ofattbara-inflation.html
http://www.huffingtonpost.com/max-tegmark/good-morning-inflation-he_b_4976707.html
http://www.dn.se/nyheter/vetenskap/vagor-visar-universums-forsta-sekund/
http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/relativity-space-astronomy-and-cosmology/history-of-the-universe/inflation/
http://profmattstrassler.com/articles-and-posts/relativity-space-astronomy-and-cosmology/history-of-the-universe/hot-big-bang/
http://profmattstrassler.com/2014/03/17/bicep2-new-evidence-of-cosmic-inflation/

Se dock nedanstående där man tyvärr tvingas erkänna fel i tolkningen av data:
http://sverigesradio.se/sida/artikel.aspx?programid=415&artikel=5976181 http://www.svt.se/nyheter/vetenskap/beviset-for-universums-fodelse-minst-halften-var-damm
... och guldet blev till damm?

Nyckelord: big bang [37]; inflation [7]; gravitationsvågor [19]; kosmisk bakgrundsstrålning [19]; kosmologi [33]; nyheter [11];

1 http://www.cfa.harvard.edu/news/2014-05

Jag går just nu tredje året på gymnasiet och för att erhålla ett examensintyg krävs att man utför ett gymnasiearbete. Som gymnasiearbete valde jag att studera olika teorier som presenterats om universums undergång (The big freeze, big rip samt the big crunch). Min lärare föreslog att jag också skulle fråga en expert inom området och därför frågar jag här. Vilken av dessa teorier anser ni/du är mest rimlig just nu med tanke på nya upptäckter som gjorts sedan dessa teorier presenterades samt varför?

MvH Daniel
/Daniel G, Procivitas, Växjö

Svar:
Daniel!

Någon kosmologiexpert har vi inte här, men lite kan jag säga.

Big freeze
Expansionen fortsätter för alltid i en accelererande takt (på grund av den mörka energin). Universum får lägre densitet och blir kallare. Därav namnet. Se Future_of_an_expanding_universe .

Big Crunch
Universum har tillräcklig densitet för att gravitationen skall kunna stoppa expansionen. Universum kontraheras då i vad som kallats Stora krossen till ett mycket koncentrerat tillstånd. Eventuellt "studsar" universum tillbaka genom en ny Big bang. Se Big_Crunch .

Big Rip
Universum expanderar så snabbt att det observerbara universum blir mindre än galaxer, planetsystem och till sist atomer. I avsaknad av attraherande krafter kommer alltså allt att slitas sönder. Se Big_Rip .

Big Crunch stämmer inte med observationen av accelerationen hos expansionen. Big Rip anses nog ganska spekulativ. Big freeze är den kosmologiska standardmodellen, så det är den de flesta tror på.
/Peter E

Nyckelord: big bang [37];

Svar:
För det första är det svårt att tänka sig vad "ändarna av vårt universum" skulle vara. Vad skulle vara utanför? Det är lättare att föreställa sig ett obegränsat eller eventuellt oändligt universum. För det andra skall du inte föreställa dig expansionen som att partiklar rör sig genom rymden. Det är rymden som expanderar, se länk 1.

Länk 2 är ett föga framgångsrikt försök att göra Higgs-effekten begriplig.
/Peter E

Nyckelord: higgspartikeln [10]; big bang [37];

1 http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274
2 http://simple.wikipedia.org/wiki/Higgs_field

Ursprunglig fråga:
Läsandes "A universe from nothing" av Lawrence M Krauss är det en sak jag inte begriper. Det kan ha att göra med bristfälliga engelska- eller fysikkunskaper, men jag skulle väldigt gärna vilja förstå detta då jag finner det spännande.

I bokens tredje kapitel redogör han för hur man i slutet av 1990-talet med hjälp av en (eller flera?) ballong över antarktis gjorde mätningar av bakgrundsstrålningen i ett projekt som gick under benämningen BOOMERANG. Enligt författaren kan man ur denna data, samt faktumet att universum var 300000 år gammalt då strålningen sändes ut och inget då kunde ha förflyttat sig längre än just 300000 ljusår dra slutsats huruvida universums form är öppet, slutet eller plant, via någon slags vinklar. Resultatet blev tydligen det sistnämnda. Tyvärr förstår jag inte och skulle vilja ha det beskrivet på svenska.
/Niklas A, Ystad

Svar:
Boken finns även utmärkt översatt till svenska: Ett universum ur ingenting, Fri Tanke förlag. Se Lawrence_M._Krauss för information om författaren och A_Universe_from_Nothing:_Why_There_is_Something_Rather_than_Nothing om boken.

Nu är det kanske inte engelskan som är problemet. Det här handlar om mycket kompexa och anti-intuitiva saker. Men jag skall göra ett försök till förklaring så långt jag begripit det.

Boken behandlar kosmologi, dvs hur universum skapats och utvecklats och dess storskaliga struktur. Låt oss börja med att diskutera bokens titel. Hur kan universum uppstå från ingenting? Universum innehåller ju bevisligen energi i form av materia och strålning. Gäller inte lagen om energins bevarande?

Jodå, den gäller men energi påverkas av gravitation. Kroppar som befinner sig i ett gravitationsfält har viloenergi (E=mc²), rörelseenergi och potentiell energi. Om en kropp är bunden i gravitationsfältet (som månen av jordens) så är den potentiella energin negativ. Man kan alltså skapa materia och strålning genom att den potentiella energin blir mer negativ. Detta är inte alls konstigt, det sker när en atom sänder ut ljus (där är kraften den elektromagnetiska) och vid betasönderfall då en elektron skapas.

Den teoretiskt vackraste (och enklaste) modellen av universum är enligt Krauss ett plant (till skillnad från krökt) universum med totala energin noll. Vad menar vi med ett krökt universum? I tre dimensioner är det svårt att föreställa sig ett krökt rum, så låt oss betrakta två dimensioner, se bilden i fråga 13849 . I ett plan förblir parallella linjer parallella, i ett positivt krökt plan (klot) går linjerna ihop, och i ett negativt krökt plan (sadel) går de isär.

Hur kan man då bestämma krökningen hos vårt universum? Indirekt kan man göra det genom att bestämma universums densitet. Gravitationen kommer beroende på densiteten att bromsa upp universums expansion mer eller mindre. Om densiteten är låg har vi negativ krökning och expansionen fortsätter, om densiteten är hög har vi positiv krökning och universum kommer med tiden att kontrahera. I läget mellan dessa när expansionen går asymptotiskt mot noll har vi det föredragna plana universum.

Tyvärr hittar vi inte tillräckligt med materia för att göra universum plant, även om vi förutom stjärnor och gas tar med den mystiska mörka materien som vi vet finns men som vi inte vet vad den är.

Kan vi bestämma universums krökning på något annat sätt? Ja, det kan vi på ett mycket direkt sätt genom att observera den kosmiska bakgrundsstrålningen, se fråga 705 . Bakgrundsstrålningens temperatur varierar mycket lite men mätbart i olika riktningar, se den ovala bilden nedan som visar temperaturen i alla riktningar. Blått är kallare och gult/rött varmare. Kallt kan även tolkas som lägre densitet och varmt som högre. Genom att bestämma hur kornig strukturen är kan man bestämma krökningen.

Den översta figuren nedan visar oss och en bubbla med lite högre densitet vid tiden 300000 år efter Big Bang då universum blev genomskinligt genom att den elektromagnetiska strålningen frikopplades från materien. Vi ser alltså bakgrundsstrålningen som en "vägg" av strålning på 14.4 miljarder ljusårs avstånd. Om vi korrigerar för universums expansion - en faktor tusen - blir avståndet till bubblan 13.4*10⁹/1000 = 13.4*10⁶ ljusår. Vinkeln som bubblan upptar blir

300000/(13.4*10⁶) = 0.022 radianer = 0.022*180/p = 1.3^o

I den nedre figuren visas fördelningen av bubbelstorleken (skalan i grader längst upp). Vi ser att maximum av fördelningen är vid c:a 1^o, och större bubblor blir snabbt färre. Kan man förstå detta? Ja, det är helt enkelt så att om en bubbla är större än 300000 ljusår (vilket motsvarar 1.3^o) så "vet" den inte att den är en bubbla eftersom gravitationen förmedlas med ljushastigheten. Större bubblor har alltså vid denna tidpunkt ingen tendens att kontrahera och skapa bubblor med högre densitet.

Hittills har vi räknat med ett plant universum. Vad händer om universum är krökt? Det kan vi se i den andra figuren uppifrån. I ett slutet universum konvergerar ljusstrålarna (streckade linjer) så man skulle uppfatta bubblan som mycket större än vad den är. I ett öppet universum divergerar strålarna, så bubblan uppfattas som mindre. Observationerna visar klart att ett plant universum är mest sannolikt - precis som teoretikerna ville ha det! (Dom brukar få som dom vill !)

Områden med lite högre densitet (gula/röda i bilden nedan) behövs för att man skall kunna förstå hur materialet till galaxbildning kunde dra sig samman - en helt likformig densitet hade inte givit upphov till någon kontraktion och därmed inga galaxhopar. Man tror att ojämnheterna i densitet uppkommit mycket tidigt efter Big Bang genom kvantmekaniska så kallade vakuumfluktuationer.

Se vidare Kosmisk_bakgrundsstrålning .

Nedan finns en föreläsning av Krauss. Denna föreläsning var ursprunget till boken.

Föreläsningen har försvunnit, men det finns ett par här:
https://www.goodreads.com/videos/list_author/1410.Lawrence_M_Krauss

Det faktum att materia (normal och mörk) nu förekommer i samma storleksordning som mörk energi gör att vi kan observera galaxer och den kosmiska bakgrundsstrålningen. Från detta kan vi dra slutsatser om Big Bang och om hur universum är uppbyggt. Låt oss avsluta med att citera Krauss:

"We live in a very special time: the only time when we can observationally verify that we live at a very special time!"

Länk 1 är till WMAP, den hittills bästa proben (från NASA) för den kosmiska bakgrundsstrålningen. Länk 2 är till Planck, nästa generation prob från European Space Agency (ESA). Data från Planck (mycket bättre an WMAP data) kommer att publiceras i mars 2013. /*fa*

Nyckelord: kosmologi [33]; kosmisk bakgrundsstrålning [19]; big bang [37]; universums expansion [16]; potential/potentiell energi [30];

1 http://map.gsfc.nasa.gov/
2 http://www.rssd.esa.int/index.php?project=PLANCK

Svar:
Awat! Det är en mycket filosofisk fråga, som vi egentligen inte vet något om. Man brukar säga att tiden började vid big bang, vilket i princip innebär att de grundläggande lagarna skapades eftersom tid/rum är grundläggande för alla naturlagar. Från en förenad urkraft skapades fyra krafter (se fråga 17472 ) och en uppsättning partiklar (se fråga 9598 ).
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; standardmodellen [24];

Ursprunglig fråga:
Hej! 4% av universum är materia som vetenskapen känner till, 96% är mörk materia och mörk energi. Hur vet man det? Och de hypoteser/teorier om universums utveckling som kosmologerna framlagt blir ju byggda på en rätt liten del känt material. Kan inte häpnadsväckande utvecklingsalternativ "dölja sig" bland de 96 okända procenten?
/Thomas Å, Knivsta

Svar:
Från olika observationer kan man bestämma ett antal parameterar som ingår i den kosmologiska standarmodellen (Big Bang, Big_Bang ), se figuren nedan (från Lambda-CDM_model ) och fråga 11987 . Många av parametrarna är lite kryptiska. Ett par av de mer lättförståeliga är

W_L=0.728

som är andelen mörk energi,

W_c=0.227

är andelen mörk materia,

W_b=0.0456

är andelen normal materia och

t₀=13.75 Gyr (miljarder år)

är universums ålder (tiden sedan big bang).

Ovanstående värden på parametrarna förstsätter alltså att vår modell för universums utveckling är korrekt. För andra modeller (vilka inte omöjliga) får man andra värden på parametrarna, och kanske även andra parametrar. Parametrarna och parametervärdena är alltså modellberoende.

Som det gäller för alla fysikaliska teorier: vi kan aldrig bevisa att en teori är rätt. Vi kan bara genom experiment och mätningar visa att en teori är bristfällig. Det råder emellertid stor enighet om att denna big bang standardmodell (Cosmology_(physics) ) är korrekt.

Nyckelord: kosmologi [33]; big bang [37];

Svar:
Den bästa kandidaten för den längst bort belägna stjärnan är en exploderande jättestjärna som befinner sig 13.2 miljarder ljusår borta. Stjärnan fanns alltså så tidigt som 500 miljoner år efter big bang. Se nedanstående nyhetsinslag.

Nyckelord: stjärna [4]; big bang [37];

Svar:
Ja, man har riktningskänslighet i de moderna neutrinodetektorerna, så man kan se var de kommer ifrån. Man har detekterat neutriner från solen och från supernova 1987a (fråga 125 ).

Tätheten av lågenergetiska neutriner vet man inte, de har inte detekterats ännu. Men man tror det bildades många neutriner den första sekunden efter big bang. När universums densitet minskade frikopplades neutrinerna (vid T=2 s) på samma sätt som den kosmiska bakrundsstrålningen gjorde senare (T=380000 år).

Det bildas hela tiden nya neutriner vid radioaktivt sönderfall. De flesta av dessa kommer att röra sig genom rymden "i evighet". Om densiteten ökar eller minskar (p.g.a. universums expansion) vet jag inte.

Se vidare Neutrino_background .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; neutrino [19]; SN 1987A [4];

Svar:
Sam! Det är inte så väldefinierat när Big Bang slutade, men jag skulle säga när universum blev så kallt (3000 K) att väte och helium blev neutrala och universum genomskinligt för elektromagnetisk strålning. Detta var c:a 400000 år efter Big Bang. Vi kan fortfarande observera spåren efter detta i form av den kosmiska bakgrundsstrålningen som är rödförskjuten med en faktor 1000 till 3 K.

Man tror inte längre att universum kommer att kollapsa så det kan bli en ny Big Bang. Det verkar snarare som om expansionen accelererar.

Varför är en intressant fråga men det kan man inte säga något om. Går man tillräckligt nära Big Bangs början är universum så litet att kvantmekanikens lagar gäller. Enligt Steven Hawking (Stephen Hawkings's Universe ) kan universum ha flera olika ursprung.

Se vidare fråga 13242 .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37];

Min bror Johan påstår att hans lärare "ljuger" när hon säger att energi inte kan skapas, han förstår att energi kan omvandlas från potentiell energi till t.ex kinetisk energi. Min bror menar på att all energi som finns måste ju kommit någonstans ifrån och därav "skapats" på något vänster. Han påstår också att gravitation är energi då gravitationen skapar energi. T.ex. månens dragningskraft gör att det blir låg och hög vatten. Vilken innebär att lägesenergi bildas, vilket kan omvandlas till t.ex kinetisk energi. Då gravitation inte ändrar på sig menar han på att det är en konstant kraft och därför bildas den här lägesenergin från ingenting.

Jag går själv naturvetenskapliga programmet och jag tycker att det låter logiskt, men varför har han inte rätt?

Tacksamma för svar // Simon och Johan
/Johan A, serla skolan, Borås

Svar:
Hej Simon och Johan! Ljuger är inget trevligt uttryck. Jag föredrar att säga att läraren har begränsat definitionen på "skapa". Detta är ofta problemet i fysiken att man använder sig av ord från vardagslivet som inte är väldefinierade i fysikalisk mening.

Om man betraktar en begränsad del av vår omgivning och säger att massa och energi är samma sak, så gäller energiprincipen. Energi kan då inte skapas eller förstöras, men man kan transformera en energiform till en annan.

Universum har enligt det teori vi har i dag skapats vid Big Bang. Det kan vara så att universums totala energi är noll, se fråga 13242 . Materian i universum skulle då skapas av den bindningsenergi som materian orsakar genom gravitationen - här har Johan helt rätt: bindningsenergi (till exempel genom gravitation) är frigjord potentiell energi. Det kan också vara så att energiprincipen inte gällde vid universums skapelse. Det vet vi helt enkelt inte!

Vad gäller energins bevarande och tidvatten, se fråga 814 .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37]; fysik [10];

Svar:
Hej Thomas! Var har du fått 93 miljarder år från (se dock Observable_universe#Size )? Om universum är 14 miljarder år gammalt så är diametern hos det synliga universum definitionsvis 28 miljarder ljusår. Hur stort "hela" universum är vet vi helt enkelt inte, det kan vara oändligt stort. Se fråga 6116 .

Inflation är att universum under någon bråkdels sekund nästan direkt efter big bang expanderade extremt fort - storleken beräknas ha ökat ungefär 10²⁸ gånger, se Inflation_(cosmology) .

Expansionen vid inflationen var mycket kortvarig omkring 10^-38 s.

Inflationsperioden var mycket kortvarig från 10⁻³⁶ sekunder efter Big Bang till mellan 10⁻³³ och 10⁻³² sekunder efter Big Bang.

Inflationen skedde med en hastighet som översteg ljushastigheten. Orsaken kan vara en fasförändring (som frigjorde energi) då den starka (färg)kraften skildes från den elektrosvaga, se fråga 1496 . Se länk 1. De flesta kosmologer anser att inflationen som sådan är väl etablerad. Tidpunkterna är emellertid osäkra - vi har inga observationer från så nära Big Bang. Det finns förhoppningar att detta kan ändras med utvecklandet av mer känsliga gravitationsvågsdetektorer.

Bilden nedan av de fyra olika kraftverkningarna är från länk 1. I standardmodellen finns fyra kraftverkningar:

* gravitation
* svag växelverkan (betasönderfall)
* elektromagnetism
* starka färgkraften (QCD - håller ihop kvarkar)

Dessa kraftverkningar var vid big bang förenade i en kraft. Efter hand har ur-kraften separerats till fyra olika krafter. Kärnkraften (som håller ihop protoner och neutroner i atomkärnan) är inte en separat kraft utan en yttring av den starka färgkraften.

Nyckelord: inflation [7]; big bang [37]; standardmodellen [24]; kraftverkningar [9]; gravitationsvågor [19];

1 http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/Big_Bang.html
2 http://aether.lbl.gov/www/science/inflation-beginners.html

Ursprunglig fråga:
Förklara hur det gick till när vårt solsystem skapades enligt big bang-terorin.
/lisa a, kunskapsskola, tensta

Svar:
Lisa! Big Bang teorin handlar om universums uppkomst, se big bang . Stjärnor uppkom 0.5-1 miljard år (se länk 1 nedan) efter big bang. Från början fanns bara väte och helium. Tyngre grundämnen, som krävs för att planetsystem skall bildas, producerades av den första generationens stjärnor.

Planeterna som kretsar runt solen har uppkommit ur samma gasmoln som solen bildades ur. Eftersom molnet roterade bildades en skiva med material runt solen, se fråga 13042 och nedanstående bild från Wikimedia Commons . Materialet i molnet samlades i klumpar som på grund av tyngdkraften slog sig samman till planeter. Närmast solen var det varmt, så endast tyngre ämnen kondenserade och väte och helium blåstes bort. Därför bildades planeterna Merkurius, Venus, jorden och Mars, som består av ämnen som är tyngre än helium. Längre ut i planetsystemet fanns det kvar väte och helium, och detta bildade jätteplaneterna Jupiter, Saturnus, Uranus och Neptunus. Hela processen tog c:a 10 miljoner år (Solar_system_formation ) varför man kan säga att alla objekt i solsystemet är 4.6 miljarder år gamla.

Det finns ett antal egenskaper hos solsystemet som stöder hypotesen:

• Planeternas omloppsbanor ligger i samma plan
• Planeterna rör sig i sina omloppsbanor i samma riktning (moturs sett från polstjärnan [norr]).
• De äldsta meteoriterna är ungefär lika gamla som jorden.
• De flestas planeternas rotationsriktning kring sin egen axel är åt samma håll.
• Vinkeln mellan ekliptikan (jordbanans plan) och rotationsaxeln är hos de flesta planeter ungefär 90 grader.
• De jordlika planeterna och jätteplaneterna har inom sig en liknande sammansättning. Skillnaderna mellan dessa grupper förklaras av att temperaturen är högre nära solen (ämnen har svårare att kondenseras), och att solvinden förde bort de lättaste ämnena H och He.

Man har de senaste åren upptäckt ett stort antal planeter kring andra stjärnor än solen; så kallade exoplaneter . De flesta av dessa är stora gasplaneter som befinner sig mycket nära sin stjärna, se fråga 14905 . För att förklara dessa så kallade hot jupiters måste man ta till en variant av ovanstående modell där jätteplaneter som bildas långt från stjärnan på något sätt "vandrar" in till en bana nämare stjärnan.

Se vidare Formation_and_evolution_of_the_Solar_System .

Nyckelord: big bang [37]; solsystemets bildande [12]; exoplaneter [17];

1 http://www.popast.nu/2010/10/rekordgalaxen-fran-nar-universum-tande-till.html

Svar:
1 Man kan inte säga att en enda mätning visar att det är på ett visst sätt. Flera observationer bland annat av den kosmiska bakgrundsstrålningen stöder big bang teorin. Även om teorin ger mycket specifika förutsägelser (se fråga 11987 ), så finns det stora luckor i kunskapen - man vet t.ex. inte vad den mörka materien (23% av universums massa) och den mörka energin (73% av universums massa) består av.

2 Speciellt när det gäller kvantmekanik och kosmologi är mycket så annorlunda det vi är vana vid att vår föreställningsvärld inte räcker till. Vi skapar enkla modeller för att kunna föreställa oss olika fenomen, men modellerna kanske bara räcker för att ge en grovt förenklad bild. Samtidigt kan teorin ge mycket specifika matematiska samband som kan bekräftas med experiment och observationer. Detta är ungefär vad Kate Becker säger i svaret under länk 1.

3 Den traditionella bilden av universums expansion är den jäsande russinkakan: galaxer och galaxhopar ligger stilla i den omgivande rymden och det är denna som exanderar och "trycker isär" galaxerna. Vakuum är inte bara ingenting utan något ganska komplicerat, så det har nog mening att diskutera materians rörelse i förhållande till rymden. Se vidare länk 2.

4 Jag har själv problem med bilden under punkt 3: om nu rymden mellan galaxerna expanderar varför expanderar inte rymden i vår galax eller i solsystemet? Eller gör den det medan materian stannar kvar? Som du ser, det finns inga enkla svar .
/Peter E

Nyckelord: big bang [37];

1 http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=525
2 http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274

Svar:
Hej Thomas! Typisk fråga som ej går att svara bestämt på men man kan åtminstone ha lite funderingar

Frågan som ger universums sammansättning är nummer 11568, se nedanstående figur. Eftersom man inte vet vad mörk energi och mörk materia har för egenskaper, kan man inte säga något om ändring i sammansättningen vad gäller dessa. Vanlig materia (innefattande strålning) ändrar emellertid sammansättning lite grann genom att väte förvandlas till helium i stjärnorna.

Bindningsenergin för ⁴He är 28 MeV, så fusionsprocessen förvandlar 28/(4*1000) = 0.007 = 0.7% av massan till energi (strålning). Med tanke på att inte allt väte konsumeras så är detta en liten effekt.

En större effekt kan vara att skapandet av svarta hål kan ge upphov till strålning - maximalt mc²/2, se fråga 14367.

Det finns mycket intressant information i Ask an Astronomer under Cosmology And The Big Bang.

Se även fråga 11568 och fråga 14367

Nyckelord: big bang [37]; mörk materia [17];

Ursprunglig fråga:
Enligt teorin skapades universum i en sk "big bang". Det måste ju rimligtvis betyda: Ur ingenting skapades allting! Finns det någon teori som ger en god förklaring om hur detta fungerar!?
/Sven E, Furuhedsskolan, Kalix

Svar:
Big Bang (eller Stora smällen), är standardteorin om universums uppkomst. Enligt denna teori skapades universum och rumtiden för ca 13,7 miljarder år sedan, då universum började expandera från att ha varit koncentrerat i en punkt. Termen myntades av astronomen Fred Hoyle (som var motståndare till den) under en radiointervju i BBC den 28 mars 1949. Termen i sig är dock missvisande då det inte handlar om en explosion av materia i en tom rymd utan istället om en expansion av rummet självt som materian befinner sig i. (Från Wikipedia Big_Bang ).

Man är ganska överens om beskrivningen hur Big Bang gick till. Vad som fanns före Big Bang och vad som finns utanför vårt universum vet man inget om även om det finns spekulationer. Speciellt vet vi inget om hur universum skapades (dvs vad som orsakade Big Bang). Vi kan med våra observationer bara "famla lite i kanterna", ungefär som en blind utforskar ett djupt hål genom att känna längs kanten.

Fysiken för det tidiga universum är i gränslandet mellan kosmologi (vetenskapen som behandlar universums uppkomst och utveckling) och filosofi eftersom vi ännu inte har en fullständig teori för hur alla de fyra grundläggande krafterna förenas. Det finns därför inget som länkar vad som hände i det tidiga universum (före Planck-tiden 10^-43 s) med vad vi kan observera i dag. Detta gör sådana spekulationer till mer filosofi än vetenskap.

Supersträng-teorin hävdar att universum hade 10 dimensioner under Planck-eran. Dessa övergår 4 dimensioner efter Planck-eran, och de 6 dimensionerna är fortfarande förkrympta och märks alltså inte. Under Planck-eran kan man beskriva universum som ett kvant-skum med 10 dimensioner och som innehåller Planck-längd stora svarta hål som skapades och försvann utan orsak och verkan. Med andra ord: försök att inte tänka på denna eran!

C:a 10^-35 sekunder efter Big Bang var det en mycket snabb expansion av universum. Detta fenomen kallas inflation. Observera att denna inflation skedde med överljushastighet. Detta är inget brott mot den speciella relativitetsteorin eftersom den var en expansion av universum självt och inte materian. Vårt synliga universum är då en bubbla - i nedanstående bild den gula bubblan markerad "us". De andra bubblorna är då i någon mening inte reella eftersom de är utanför vår horisont och vi kommer aldrig att kunna kommunicera med dem. Observera alltså att HELA rymden expanderar- även avståndet mellan bubblorna. Detta betyder att två bubblor som inte är i kontakt med varandra vid en viss tidpunkt aldrig kommer att bli det!

Inflationen orsakades av att symmetrin mellan den starka kärnkraften (färgkraften) och den elektrosvaga växelverkan bröts. Detta orsakade en "fasövergång" som gav energi till att driva den snabba expansionen.

Vissa teorier säger att hela vårt universum är ett svart hål med energin noll, se Zero-energy_universe . Eftersom vi aldrig kan kontrollera detta är det en teori som är lika mycket värd som andra. Fenomen som inte kan mätas brukar inte klassificeras som vetenskap. Men det kan ändå vara roligt att filosofera om det ! I artikeln nedan (länk 1) finns en ljudfil som visar hur Big Bang lät. Länk 2 ger mer ganska elementär information på svenska om big bang. Se även övriga frågor big bang och Wikipedia-artikeln Big_bang . Den kände populärvetenskaplige författaren John Gribbin har intressanta funderingar om universum i John Gribbin's home page (Introduction to Cosmology). James Schombert v6.2 är en guldgruva med föreläsningar bland annat om kosmologi. TalkOrigins Evidence for the Big Bang är en omfattande och ganska avancerad FAQ.

Tidslinje för Big Bang

Tid           Temperatur  Händelse
0                         Big Bang
10-43 s                    Planck-tiden, kända naturlagar gäller
10-35 s                    Inflation
300 s                     Bildande av 4He
380000 år      3000 K     Kosmisk bakgrundsstrålning 
13.7*109 år      3 K       Nu

Vem hittade på big bang?
Aleksandr Fridman och Georges Lemaître föreslog redan på 20-talet att universum uppkommit genom att en "uratom" expoderade. Den ukrainske fysikern George Gamow (George_Gamow George Gamow (George_Gamow förutsade 1948 även att det överallt i universum skulle finnas mikrovågsstrålning med temperaturen c:a 5 K. Uttrycket big bang var från början en nedlåtande beteckning som en motståndare Fred Hoyle (som föreslagit den s.k. steady state teorin, Steady_State_theory ) hittade på.

Vad hände före Big Bang?
Frågan är, som antytts ovan, meningslös eller utan innehåll. Det är som att fråga: vad finns norr om nordpolen? Före Big Bang fanns ingen tid, och man kan därför inte tala om vad som hände.

Vilka bevis finns det för Big Bang teorin?
De viktigaste är

• Olbers paradox
• Universums expansion (upptäckt av Hubble på 1920-talet)
• He-förekomsten i gamla stjärnor (fråga 13117)
• Kosmisk bakgrundsstrålning

Anses Big Bang-teorin numera vara så etablerad att man inte kan ifrågasätta den?
I stora drag, ja. Alternativet, Fred Hoyles Steady State teori, får nog anses överspelad. Dels var den lösningen på problemet att universum tycktes vara yngre än vissa gamla stjärnhopar. Detta är löst i dag genom att avståndsskalan har ändrats mycket. Dels förklarar Steady State teorin inte den kosmiska bakgrundsstrålningen och heliumförekomsten i gamla stjärnor, något som Big Bang teorin gör elegant. Detaljerna i Big Bang teorin kan säkert komma att revideras med nya observationer. Vi skall också komma ihåg att en fysikalisk teori beskriver vad vi kan observera, och säger inget om t.ex. varför universum började expandera eller vad som händer utanför vår händelsehorisont (så långt vi teoretiskt kan se, dvs i princip ljushastigheten*universums ålder).

Om all materia, ljus som mörk, varit samlad i en punkt, singularitet¹ eller uratom, måste väl gravitationen ha varit oändligt stor, åtminstone ögonblicket efter att expansionen startat och fysikens lagar börjat gälla. Då är det svårt att förstå hur expansionen alls kunde ske, hur den kunde övervinna den ofattbara gravitationen, när inte ens gravitationen i ett s.k. svart hål tillåter något att slippa ut.
Ja, det är svårt att förstå. Fysiken kan ibland med trick hantera sådana här singulariteter (oändligheter), men innan 10^-43 sekunder efter Big Bang kan vi i dag inte ge en bra beskrivning. Ett trick som används t.ex. för svarta hål är kosmisk censur. Detta betyder att singulariteten existerar endast matematiskt och inte som en fysisk verklighet som vi kan observera eller mäta. Svarta hål omger sig nämligen av en händelsehorisont som gömmer ("censurerar") singulariteten. Se vidare fråga 14367.

Vidare är det förbryllande att man kan se universum strax efter big bang när man tittar riktigt långt bort. Att man ser bakåt i tiden förstår jag gott, men det ljus som skickades iväg under den första tiden borde väl sedan länge ha passerat oss och fly bort ifrån oss med ljusets hastighet. Ser vi det ljuset "på ryggen" och i rakt motsatt riktning mot det ställe i universum där det hela började? Hur ser det i så fall ut när vi riktar våra teleskop ditåt, mot expansionens centrum?
Vår del av universum (det synliga universum) är enligt standardmodellen bara en liten den av vad som skapades vid inflationen. Varje liten bubbla i figuren nedan är ett universum, men de är alla ekvivalenta och inget innehåller expansionens centrum. Detta är svårt att förstå om man går ända tillbaka till tiden noll, men det kan vi alltså inte göra. Vad vi ser om vi går så långt bort som möjligt (13.7 miljarder år) är eldklotet som hade en temperatur på 3000 K, men som nu pga expansionen har en temperatur på 3 K.

Man kan fråga sig varför universum är så homogent (den kosmologiska principen, universum har samma egenskaper i alla riktningar). Om man tittar åt ett håll 14 miljarder ljusår bort och i motsatt riktning på samma avstånd, så har båda områdena nästan exakt samma temperatur. Eftersom de inte kan ha stått i kontakt med varandra (avståndet är 28 miljader ljusår så ljuset kan inte ha hunnit gå hela vägen mellan dem) kan man tycka detta är konstigt. Anledningen är inflationen. Detta var ett av skälen till att man införde inflationen. Före denna snabba exansionen var de två områdena så nära varandra att de kunde vara i termisk jämvikt.

En konstighet med universums expansion är det faktum att galaxer kan kollidera trots att rymden mellan dem hela tiden utvidgar sig. Återigen, om de dras till varandra av gravitationen så borde väl gravitationen ha förhindrat att de först avlägsnade sig från varandra.
Mja, man får inte se det så. Det är rymden mellan galaxerna som expanderar. Galaxhopar (grupper av galaxer) är bundna med tyngdkraften och galaxernas rörelse inbördes i hopen bestäms av gravitationen och inte expansionen. Vår granngalax Andromedagalaxen, som befinner sig på c:a 2.5 miljoner ljusårs avstånd, rör sig faktiskt mot vår vintergata i stället för att avlägsna sig som de flesta andra galaxer gör.

Sammanfattning av de viktigaste bevisen för Big Bang

1 Rödförskjutning: Galaxernas spektra är rödförskjutna med ett belopp som är proportionellt mot avståndet: Hubbles lag v=d*H, där v är hastigheten, d är avståndet och H är hubblekonstanten.

2 He förekomst: Förekomsten av He i de äldsta stjärnorna är 25% vilket är precis vad Big Bang modellen förutsäger, se fråga 13117 .

3 Kosmiska bakgrundsstrålningen: Mikrovågsstrålningen med en temperatur av 3K härrör från c:a 400000 år efter Big Bang då universum blev transparent genom att H/He kärnorna rekombinerade med elektroner.

Se vidare Big_Bang och på engelska Big_Bang_Theory

___________________________________________________________
¹ Singularitet. I matematiken definieras singularitet som en odefinierad punkt hos kurva, yta eller funktion. I kosmologi definieras singularitet som en punkt i rumtiden i vilken rumtidskrökningen är oändlig (svart hål).

Se även fråga 13117 och fråga 14367

Nyckelord: big bang [37]; inflation [7]; kosmologi [33];

1 http://www.newscientist.com/article.ns?id=dn4320
2 http://kasper.pixe.lth.se/NuclearPhysics/slideShow/nobel2006/nobel2006_files/frame.htm

Svar:
Jonna! "Varför" universum expanderar är inte lätt att svara på, än i meningen att expansionen tycks vara en naturlig följd av hur Universums "såg ut" precis efter Big Bang och de fysikaliska lagar som dominerade över det.

Det finns flera olika "bevis" för att universum expanderar, bl.a. de som du nämner: galaxers rödförskjutning (som via Hubbles lag visar att de avlägsnar sig från oss och varandra med med en hastighet som är proportionell mot avståndet) och det faktum att vi observerar en ju (nästan) konstant kosmisk bakgrundsstrålning med en viss "temperatur".

Bakgrundsstrålningens spektrum är det samma som från en svart kropp med temperaturen 2,7 kelvin, vilket stämmer mycket bra överens med den temperaturfördelning som Universum hade i det ögonblick (ca 300000 år efter Big Bang) då ljus och materia kopplades loss från varandra - bakgrundsstrålningen är alltså ett slags "foto" av hur detta tidiga universum såg ut. Läs mer om detta i svaret till fråga 705! Bilden nedanför är en karta av hur bakgrundsstrålningen varierar beroende på i vilken riktning man tittar. Kartan är baserad på satellitmätningar från WMAP-projektet (länk 1).

Föremål med massa påverkas ju av gravitationen, och man kan lätt föreställa sig att hastigheten med vilken två galaxer avlägsnar sig från varandra påverkas av hur mycket massa de har, och även hur denna massa är fördelad. Samma princip styr naturligtvis också t.ex. hur stjärnorna i en galax rör sig i förhållande till varandra, och även rotationen kring centrum i spiralgalaxer som vår egen. Genom att studera sådana rörelser har man kommit till slutsatsen att det finns en massa mer massa (haha!) än den vi kan "se" - alltså stjärnor och galaxer. Denna osynliga massa har getts namnet mörk materia (dark matter). Mängden och fördelningen av den mörka materien kan alltså påverka Universums expansion.

Lästips: Det finns en massa information om dessa teman i Nationalencyklopedin och naturligtvis även på webben, sök t.ex. på "universum", "kosmologi", "bakgrundsstrålning" och "mörk materia".

NASA har tagit fram en internetbok (på engelska) om astronomiska mättekniker (The Remote Sensing Tutorial ). Kapitel 20 ("Astronomy and Cosmology") ger en jättebra och relativt lättläst sammanfattning av Universums historia, med en massa intressanta bilder på bl.a. rödförskjutning och bakgrundsstrålning. Länk 2 nedan tar dig direkt till avsnittet om "Bevis för Big Bang".

Se även fråga 705

Nyckelord: universums expansion [16]; big bang [37]; kosmologi [33]; mörk materia [17];

1 http://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html
2 http://www.fas.org/irp/imint/docs/rst/Sect20/A9.html

Ursprunglig fråga:
Eftersom all materia härstammar från bigbang (även vi) hur är det då möjligt att man kan se ljuset från 300.000 år efter big-bang (Ca 15 miljarder år sen). Jag menar vi själva var ju med vid "explosionen" borde inte då ljuset från Big-Bang ha hunnit långt förbi oss (under dom 10 miljarder år det tog förrän vi populerade jorden) och fortsatt ut i universum?
/emil Ö, pargas svenska gymnasium, Pargas ,Finland

Svar:
Big Bang inträffade inte i någon särskild punkt, utan överallt. Vi sitter inne i universum, och måste beskriva det under detta villkor. Universum kan inte betraktas utifrån. Relativitetsteorin tillåter inte detta, och relativitetsteorin är ett måste i detta sammanhang. Det enda vettiga måttet på det synliga universums storlek är att multiplicera universums ålder med ljushastigheten. Idag är då det synliga universum 13.7 miljarder ljusår.

Tittar vi allt längre ut i rymden, tittar vi också tillbaka i tiden. Det universum vi ser är alltså allt mindre ju längre ut vi tittar. Tittar vi så långt att det motsvarar en rödförskjutning på 1000, ser vi den kosmiska bakgrundsstrålningen, som då hade en temperatur på 3000 K. Nu har den sjunkit till 3 K. Universum var då 1000 gånger mindre än idag. Det var ungefär 400000 år efter Big Bang.

Genom att undersöka ojämnheterna i den kosmiska bakgrundsstrålningen kan man utforska ännu tidigare epoker. Det ser numera ut som att de största strukturerna vi idag känner i universum (100 - 500 miljoner ljusår) har sitt ursprung i slumpmässiga kvantfluktuationer när universum var 10^-32 s gammalt. Vårt synliga universum var då stort som en golfboll ungefär.

Se vidare sajten för satellitexperimentet WMAP: Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) . I detta experiment har man mätt temperaturen hos den kosmiska bakgrundsstrålningen i olika riktningar och bland annat bestämt universums ålder till 13.7 miljarder år. Tolkningen av data från WMAP är ganska komplex och innehåller många paramerar man kan bestämma, se bilden nedan från länk 1. Universums ålder t₀ finns strax över mitten i högra kolumnen. Tiden t_dec när strålningen frikopplades från materien är som synes mer exakt 379000 år.

21st Century Science innehåller bra föreläsningsanteckningar bland annat om Big Bang. Studierna av bakgrundsstrålningen belönades med 2006 års nobelpris i fysik till John C. Mather och George F. Smoot, se länk 2.

Mer information om bakgrundsstrålningen: Cosmic_Background_Radiation .

Se även fråga 10286 och fråga 6116

Nyckelord: big bang [37]; kosmisk bakgrundsstrålning [19];

1 http://www.fas.org/irp/imint/docs/rst/Sect20/A9.html
2 http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2006/press-sv.html

Svar:
Med din visade inställning till accepterad vetenskap baserad på observationer är det nog en uppgift jag inte klarar .

Standardbilden av universums struktur och utveckling - det vi kallar kosmologi - är mycket väl underbyggd, och accepterad av de flesta vetenskapsmän/kvinnor. Den bygger på den s.k. Big Bang teorin. I stort sett tror jag den bilden kommer att bestå, men i vetenskapen säger vi aldrig: denna teori är korrekt. Vad vi gör är att fortsätta att mäta och observera, och kan i bästa fall dra slutsatsen att en teori är inkorrekt. Då får vi ta fram en ny och bättre teori.

Observera också att vi i djup mening egentligen inte förstår någonting. Vetenskapen ställer frågan hur, men aldrig varför! En formel är i bästa fall en bild av verkligheten översatt till matematik; något mer magiskt än det är den inte.

Bilden nedan är inlägg i debatten om Big Bang teorin från den amerikanska västern.

Se även fråga 705

Nyckelord: vetenskaplig metod [18]; big bang [37];

Svar:
Det synliga universum begränsas av att universum har en bestämd ålder. Ju längre bort vi ser, desto yngre är det universum vi betrakrar. Vi kan inte se bortom Big Bang.

När man talar om universums storlek kan man inte använda klassisk fysik, man måste använda relativitetsteori. "Storlek" är inget oproblematiskt begrepp i relativitetsteorin, man måste tala om vad man menar. Det finns ett sätt att ange en sträcka, som funkar både i klassisk fysik och relativitetsteorin. Man multiplicerar en hastighet med en tid, då får man en längd. Om jag i en timmes tid kör med 100 km/tim, har jag färdats en sträcka på 100 km.

Som hastighet väljer vi ljushastigheten i vakuum, och som tid väljer vi universums ålder (14 miljarder år). Då får vi det synliga universums storlek till 14 miljader ljusår. Det är alltså den längsta sträckan ljuset kan ha färdats sedan Big Bang.

Denna sträcka kan inte tolkas som en längd i vardaglig mening. Den kan bara förstås inom ramen av relativitetsteorin. Man tycker kanske att ju längre ut man tittar med de stora teleskopen, desto större rymder ser man. I själva verket är det universum vi ser allt mindre. Tiden från Big Bang är ju allt kortare ju längre ut vi tittar.

Vi har här bara använt den speciella relativitetsteorin. Ska man göra sig en korrekt bild av universum, måste man använda den allmänna relativitetsteorin, som ju också omfatter gravitationen (tyngdkraften). Det vill vi inte ge oss in på här.

Det som är utanför det synliga universum kommer vi aldrig i kontakt med. Indirekta tecken tyder på att universum i själva verket är mycket större, kanske 1000000000000000000000000000000 (10³⁰) gånger större än det synliga universum. En sådan iaktagelse är att rummet inte är krökt, det är plant inom det synliga universum. Det är samma sak som att jorden verkar vara platt, därför att vi ser ju så liten del av den från marken. En annan iaktagelse är att strålningen i rymden (den kosmiska bakgrundsstrålningen) har samma temperatur i alla riktningar. Dessa saker kan förklaras med att universum på ett tidigt stadium gick igenom en enorm expansion. På engelska kallas det inflation (uppblåsning). Det synliga universum skulle då vara en ytterligt liten del av det hela. Det är möjligt att universum i själva verket är oändligt stort.

Flera tecken talar starkt för att universum inte kommer att krympa ihop igen, tvärtom verkar expansionen öka i takt.
/KS

Se även fråga 3932 och fråga 3005

Nyckelord: big bang [37]; inflation [7];

1 http://curious.astro.cornell.edu/question.php?number=274

Ursprunglig fråga:
Hej! Jag håller på med ett specialarbete om universums ålder, och jag undrar hur de fullständiga beräkningarna för detta ser ut?
/Gustaf J, Gislaveds gymnasium, Gislaved

Svar:
Universums ålder är enligt ett naturvetenskapligt sätt att se, den tid som förflutit sedan big bang. De senaste mätningarna med Planckteleskopet, från 2013, ger vid handen att universum är 13,798±0,037 miljarder år gammalt, enligt standardmodellen för kosmologin, Lambda-CDM-modellen. (Universums_ålder )

Det finns i huvudsak två metoder att bestämma universums ålder: kosmologiska och astrofysikaliska. För en del år sen var det en besvärlig situation. De äldsta stjärnorna tycktes vara 15 miljarder år, medan de kosmologiska beräkningarna gav universums ålder till 10 miljarder år. Idag är diskrepansen i stort sett borta (ungefär 14 miljarder år).

De kosmologiska beräkningarna baseras på universums expansionstakt, som ges av hubblekonstanten (H). Wendy Freedman, en av de främsta specialisterna på området, har skrivit en artikel i Scientific American om saken (mars 1998). I princip är universums ålder proportionell mot 1/H. Fullt så enkelt är det inte. Man måste också veta om H ändras med tiden, och det är modellberoende. Nu pekar två oberoende metoder (baserade på supernovor och den kosmiska mikrovågsstrålnigen) på att expansionen ökar med tiden, och det ger ett högre värde på universums ålder.

Det är inte möjligt här att presentera de fullständiga beräkningarna. Det har skrivits hundratals hyllmeter om saken, men sajterna Chandra will target the age of the Universe och Age of the Universe ger mera information.

Hubbles lag

Edwin Hubble upptäckte i slutet på 1920-talet att galaxerna uppvisade rödförskjutning - ju längre bort galaxen var desto större var rödförskjutningen. Hubble tolkade rödförskjutningen som en rörelse bort från oss (med hastigheten v, se länk 1) och fann en proportionalitet

v = H*d

där d är galaxens avstånd, se nedanstående figur, och H är en konstant, hubblekonstanten. Den rimliga tolkningen av denna observation var att universum expanderar och att universum från början var mycket litet. Detta var början av vad som i dag är den kosmologiska standardmodellen, big bang teorin. Den förste som föreslog att universum börjande som en "uratom" var Georges Lemaître.

Bilden är från Indiana University, länk 2. Se vidare Edwin_Hubble , Hubble's_law , Big_bang och Georges_Lemaitre .

Ett par kommentarer om Hubbles lag

Man kan förstå ett par viktiga aspekter på universums expansion med ett enkelt experiment.

Tag en vanlig, rund ballong och måla små prickar på den med en märkpenna. Prickarna skall representera galaxer. Blås upp ballongen lite grann. Mät avståndet mellan två närliggande prickar och två lite längre från varandra. Rita in förbindelselinjerna mellan de uppmätta prickarna. Låt oss säga det mindre avståndet är 1 cm och det större 3 cm. Blås nu upp ballongen så det mindre avståndet är 2 cm. Vad är då det större avståndet? Det bör vara c:a 6 cm. Om expansionen tog t sekunder så är hastighetena 1/t och 3/t. Vi har alltså att expansionshastigheten är proportionell mot det urspungliga avståndet, vilket är Hubbles lag.

Föreställ dig att du sitter på en prick (galax) på ytan av ballongen. Alla andra prickar rör sig bort från dig med en hastighet som alltså ökar med avståndet. Kan du därav dra slutsatsen att du sitter i centrum? Nej, det kan du inte eftersom du gör precis samma observation från alla prickar på ballongytan. Ytan på en ballong har ju inget centrum! Det är samma sak med universums expansion - vår observation betyder inte att vi befinner oss i universums centrum, något som dessutom är ett omöjligt begrepp för ett oändligt universum.

Förenklad beräkning av universums ålder från H

Om vi antar att hubblekonstanten är H=72 km/s/Mparsek kan vi få en uppskattning av universums ålder som tiden = sträckan/hastigheten = d/v = 1/H. (Lägg märke till att dimensionen av 1/H är tid eftersom det finns längd både i nämnare och täljare.) Vi måste först emellertid konvertera Mparsek till km:

1 ljusår = 3*10⁵[c i km/s]*365.24*24*60*60 = 9.47*10¹² km

1 parsek = 3.26 ljusår

1 Mparsek = 3.26*10⁶*9.47*10¹² km = 30.8*10¹⁸ km

Universums ålder 1/H blir då

(30.8*10¹⁸ km)/(72 km/s) = 0.428*10¹⁸ s = 0.428*10¹⁸/(60*60*24*365.24) år = 14*10⁹ år

I verkligheten är expansionshastigheten inte konstant så man använder sig av lite mer sofistikerade kosmologiska modeller, se fråga 11987 och 18686 .

Nyckelord: kosmologi [33]; universums expansion [16]; big bang [37];

1 http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/relativ/reldop2.html#c1
2 http://www.indiana.edu/~geol105/images/gaia_chapter_1/edwin_hubble.htm

1. Big Bang förklarar egentligen inte hur materia/energi uppstod; den utgår från att det fanns, och att det sedan exploderade.

2. Enligt Big Bang-teorin befann sig universum "före" själva smällen i ett tillstånd av singularitet, dvs en liten liten liten prick med oändlig täthet, med volymen noll. Tyngdkraften i denna oändligt täta singularitet borde därför ha varit oändligt stor. Vad var det som bröt denna oändliga tyngdkraft och fick allting att explodera?

3. Eftersom universum expanderar (enligt Big Bang), betyder det att all materia kommer längre och längre ifrån varandra. Vad var det som ändå fick materia att "klumpa" ihop sig och bilda planeter, stjärnor, galaxer m.m.?
/Anders G, Balderskolan, Skellefteå

Svar:
1. Alldeles riktigt, men Big Bang modellen gör heller inte anspråk på ett förklara detta.

2. Den fysik vi känner kan inte användas för tiden före 10^-43 s (Placktiden). För att hantera denna epok fordras en kvantiserad gravitationsteori, och det har vi ännu inte någon.

3. Dett är en intressant fråga. Universum idag domineras inte av materia. Vakuumenergi (som inte är materia) utgör 70% av innehållet i universum. Man tror att denna komponent inte deltar i universums expansion. Det innebär att, när galaxerna bildades, var vakuumenergin helt försumbar. Vakuumenergin utövar en sorts negativ gravitation, så om den hade varit betydligt större än i vårt universum, hade inga galaxer bildats, utan materien hade varit jämnt fördelad.

Ett vanligt missförstånd är att universums expansion skulle vara geometrisk. Så är det alltså inte. Galaxerna expanderar inte. Galxhoparna expanderar inte. Man kan säga att avståndet mellan galaxhoparna ökar.
/KS

Se även fråga 10915 och fråga 7603

Nyckelord: big bang [37];

Svar:
Bakgrundsstrålningen finns kvar och den kommer alltid finnas kvar. Den sändes inte ut från någon bestämd plats. Den uppkom i hela universum, överallt. Den deltar i universums expansion. Vad som händer är att temperaturen sjunker med tiden. I dag är temperaturen 3 K. Den sändes ut vid en epok då rödförskjutningen var z = 1000. Det innebär att temperaturen då var 3000 K. Det var då som den joniserade vätgasen rekombinerade och blev en neutral vätgas. Universum blev plötsligt genomskinligt. Det hände när universum var ungefär 400000 år gammalt. När vi studerar bakgrundsstrålningen är det ett mycket ungt universum vi ser. Det är faktiskt själva källan vi ser. Då fanns varken stjärnor eller galaxer.

För att kunna hantera detta rätt måste man använda relativitetsteori.
/KS

Nyckelord: big bang [37]; kosmisk bakgrundsstrålning [19];

Ursprunglig fråga:
Hej, jag gör ett arbete om universums uppkomst (dvs big bang), och undrar om det finns flera olika teorier om hur det hela gick till, och om det så skulle vara, kan ni vara så snälla och skicka lite info? Finns det någon chans att det kommer bli "the big crunch"?
/Marika A, Kvarnbergsskolan, Huddinge

Svar:
Det finns data som tyder på att universums expansion accelererar. Därför är det inte många som räknar med någon "big chrunch" längre. Orsaken till accelerationen är troligen att universum nu inte domineras av materia, utan av en egenskap hos vakuum som kallas mörk energi, som enligt Wikipedia är: en hypotetisk form av energi som genomtränger hela rymden och synes öka universums expansionstakt. Mörk energi är numera det gängse sättet att förklara, vad som enligt observationer och experiment tolkats som en accelererande expansion hos universum, det vill säga att rumtiden förefaller att expandera allt fortare och fortare.

Några av de data som ligger bakom införandet av den mörka energin visas i bilden längst ner i svaret. Man kan se att avvikelsen (punkterna för höga värden på rödförskjutningen Z ligger över den heldragna linjen) är ganska måttlig och dessa data är egentligen inte helt övertygande. Det finns nu emellertid ganska övertygande ytterligare stöd för en accelererande expansion, tillräckligt för den normalt konservativa nobelkommittén att ge 2011 års nobelpris i fysik för upptäckten, se List_of_Nobel_laureates_in_Physics och Accelerating_expansion_of_the_cosmos .

Universum tycks nu bestå av:

70 % mörk energi (OBS! detta är inte materia)

26 % exotisk mörk materia (vi vet inte vad det är)

3.5 % osynlig vanlig materia

0.5 % synlig vanlig materia

Det är alltså dessa ynka 0.5 % som astronomerna kan studera.

Det finns delade meningar om vad den mörka energin är för något. Somliga vill tolka den som Einsteins kosmologiska konstant. Andra menar att detta skulle leda till orimliga konsekvenser, och har infört en variant, som kallas Quintescence. Dessa frågor behandlas i ett par artiklar i Scientific American januari, 2001. Det medges att de inte är särkskilt lättlästa för den oinvigde, men det här är inga lätta saker. Men spännande!

Den sammansättning av universum som ges ovan är vad som gäller nu. I en tidigare epok dominerade strålningen, som spelar liten roll idag. Den mörka energin deltar idag inte alls i universums expansion. Det är viktigt, hade den gjort det, hade galaxhopar, galaxer och stjärnor inte kunnat bildats. I modellen med "Einsteins kosmologiska konstant" är den mörka energin verkligen konstant. Den spelade alltså en obetydlig roll i det unga universum. Vad som då blir svårförklarligt, är att vi lever i en epok just när den mörka energin börjar dominera över materien. Detta blir lättförklarligt i "quintescens" modellen. Där deltar den mörka energin i universums expansion ända tills den epok då universum upphör att vara strålningsdominerat.

Bland nyare upptäckter är att det storskaliga rummet i universum är plant, alltså inte krökt. Vidare nämns i artiklarna en modell som på engelska kallas "inflatory universe model". Det kan närmast översättas med "uppblåsningsmodellen av universum". Det innebär att universum i ett mycket tidigt stadium undergick en enorm expansion. Det förklarar mycket som inte går att förklara med den klassiska Big Bang modellen.

Se vidare Dark_Energy , mörk-energi , mörk-materia och (vad gäller universum accelererande expansion) Länk 1. Under länk 2 (Ask an astronomer) finns ett stort antal länkar och frågor/svar om kosmologi.

Se även fråga 5937

Nyckelord: kosmologi [33]; mörk materia [17]; big bang [37]; mörk energi [6]; supernova [13]; universums expansion [16];

1 http://www.eso.org/~bleibund/papers/EPN/epn.html
2 http://curious.astro.cornell.edu/cosmology.php

Svar:
Rörelsemängdsmomentets bevarande spelar stor roll vid galaxbildning, se Galaxy_formation_and_evolution . Tänk dig en sfärisk roterande gasmassa, som krymper under inverkan av gravitationen. Den kan fritt krympa paralellt med rotationsaxeln, men vinkelrät mot axeln hindrar rörelsemängdsmomentets bevarade gasen att röra sig inåt. Resultatet blev en roterande skiva. Ur gasen bildades sedan stjärnor genom likartade processer. Också vårt solsystem är ju tillplattat.

På senare år har man kommit underfund med att ungefär 85% av galaxens massa inte består av vanlig materia. Vi vet faktiskt inte vad det är, den kallas mörk materia. Dessa partiklar verkar bilda ett sfäriskt moln, många gånger större än galaxen. Av allt att döma har dessa partiklar mycket liten kontakt med vanlig materia eller med varandra. Därför blev inte detta mystiska moln utplattat. Det enda sätt (hittills) det kunnat påvisas är genom gravitationen.

Här är en simulering av Big Bang och galaxbildning, se länk 1 och 2:

Nyckelord: galax [28]; big bang [37];

1 http://www.popast.nu/2014/05/se-hur-universums-galaxer-bildades-spektakulart-detaljerad-jattesimulering-overraskar.html
2 https://www.youtube.com/watch?v=SY0bKE10ZDM#t=11

Svar:
Vi har haft lite svårt att förstå frågan. Kanske har du läst om att en gång var universum dominerat av strålning. Så var det de 3000 första åren. Nu är strålningens bidrag till massan i universum obetydlig. Nu dominerar den mörka energin och materien.

Man föreställer sig, att de fyra fundamentala typerna av växelverkan (gravitation, svag, elektromagnetisk, stark) en gång var förenade i en gemensam växelverkan, och att de skiljde ut sig vid olika epoker.

1. Planck tiden. 10^-43 s = 0.0000000000000000000000000000000000000000001 s. Då fanns varken tid eller rum. Det finns inget "före" eller "var?". Då uppstår gravitationen som just skapar tid och rum.

2. 10^-36 s. Nu skiljer stark växelverkan ut sig. Det leder till en enorm expansion, som kallas inflation (=uppblåsning).

3. 10^-12 s. Då separerar svag och elektromagnetisk vävelverkan.

Detta har alltså hänt på en miljondels miljondels sekund. Rum - tids strukturen bestäms ju av gravitationen, som i sin tur beror på massan. Under denna epok och hela 3000 år framåt, är den dominerande delen av universums massa strålning, den mörka energin och materien spelar obetydlig roll.

Detta enligt standard "Big Bang" teori. 
/KS

Nyckelord: big bang [37]; inflation [7];

1.Om vi antar att universum blev till genom big bang. Eftersom explosionen hade en ”början” måste något ha orsakat big bang. Big bang-teorin säger väl att ursprungligen så fanns ingenting, inte ens tom rymd. Inte heller existerade tiden enligt big bang-teorin (tid och rum fanns inte innan big bang). Det som fanns var absolut ”ingenting”. Hur tänker ni när ni menar att just ”ingenting” exploderar och bildar ett universum med all dess komplexitet?

2. Eftersom orsakskedjan logiskt inte kan fortsätta i all oändlighet så borde det funnits en första orsak. Denna första orsak måste alltid ha funnits därför att den inte är orsakad av något. Och om denna sk första orsak alltid har funnits så är den issåfall tidlös. Och är någonting tidlöst så kan det inte sluta att finnas, utan är därför evigt. Därför borde den ”första orsaken” finnas nu också?

3. Varför antar big bang-anhängarna att ”ingenting” är den första orsaken? Var är logiken och vetenskapen i detta antagande?

Detta var kanske inte några enkla frågor men jag vore väldigt tacksam för svar.
/Samuel A, celsiusskolan, Uppsala

Svar:
Vi ska inte nu ge oss på att besvara dina frågor. Det är inget fel på frågorna, tvärt om. De är i högsta grad relevanta idag. I stället sätter vi lite material i dina händer, som säkert kommer att belysa problemställningarna. Efter att du gått igenom det, kommer du säkert att formulera om frågorna.

Det fanns en tid när det var förbjudet att tala om tiden före big bang. Så icke idag. Universums utveckling beskrevs då med allmän relativitetsteori. Det går bra att räkna sig bakåt till den så kallade Planck-tiden eller då universum var 10^-43 sekunder gammalt. Det nu synliga universum var då ungefär 1 mm stort. Det låter pyttigt, men var för dåtida förhållanden jättestort. Ljuset hinner nämligen bara gå 10^-31 mm på 10^-43 s. Där blev det stopp. Då kom kvantmekaniska effekter in, och för en del år sedan var allmänna relativivitetsteorin och kvantmekaniken oförenliga.

Nu är läget annorlunda. Supersträngteorierna förenar de båda teorierna, och nu kan man räkna sig baklänges förbi big bang. Det visar sig, att med supersträngar uppstår ingen singularitet, universums täthet blir hög, men inte oändlig. Intressant är att egenskaper hos universum före big bang, skulle kunna vara observerbara i dagens universum.

I CERN Courier 2, Mars 1999 publicerades en populär artikel om dessa saker med titeln Challenging the Big Bang: a longer history of time, länk 1 nedan. Författaren, Gabriele Veneziano har en hemsida där det finns många referenser till artiklar, länk 2 nedan. Vad du lär dig av detta är att det arbetas intensivt på detta område. Du har nog mest glädje av bilderna i alla fall.

Till sist: Inget är säkert fastlagt inom detta område, kosmologerna trevar sig fram. Men det är väl kul att vi nu får prata om tiden före big bang!
/KS/lpe

Nyckelord: big bang [37];

1 http://www.cerncourier.com/main/article/39/2/11
2 http://www.ba.infn.it/~gasperin/

Svar:
Den kosmiska bakgrundsstrålningen är en elektromagnetisk strålning, med våglängd i millimeterområdet som fyller universum. Om man iakttar rymden med ett radioteleskop kan man se en svag strålning överallt. Denna strålning kommer inte från något enskilt objekt som en stjärna eller en galax utan är nästan helt lika i alla riktningar, isotropisk. En sådan strålning är vad man kan förvänta sig av Big Bang-teorin och ses därmed som ett starkt stöd för denna. Nedanstående figur från Kosmisk_bakgrundsstrålning visar intensiteten som funktion av våglängd.

Denna strålning som fyller hela rymden har samma våglängdsfördelning som strålningen från en svart kropp med temperaturen 2,7 K, se nedanstående figur. Den är mycket homogen dvs kommer lika mycket från alla håll. På senare tid har man dock upptäckt små inhomogeniteter.

Varför bevisar denna strålning Big Bang-teorin?

Om man tänker igenom det scenario som universum gick igenom enligt Big Bang så var det väldigt varmt i början. Det måste då även finnas en gas av fotoner som har samma våglängdsfördelning som inne i en svart kropp. När sedan universum expanderar och svalnar så svalnar också fotongasen. Vid den tidpunkt då elektroner och protoner (samt en del heliumkärnor) slog sig ihop och bildade atomer blev universum genomskinligt och fotongasen blev "frikopplad" från materien och utvecklade sig självständigt. Detta skedde ungefär 380000 år efter big bang. Denna utveckling innebar att alltmedan universum expanderade så avkyldes bakgrundstrålningen. Räknar vi på det så får vi svaret att temperaturen idag ska vara ca 3 K.

Det är svårt att tänka sig en annan mekanism som ger en bakgrundsstrålning och dess egenskaper är precis de vi förväntar oss enligt Big Bang-scenariet. Läs: Boken "Perspektiv på Universum" beskriver både bakgrundsstrålningen och Big Bang bra. Se även Big_bang .

Nyckelord: kosmisk bakgrundsstrålning [19]; big bang [37]; temperaturstrålning [29];

Ämnesområde	BlandatElektricitet-MagnetismEnergiKraft-RörelseLjud-Ljus-VågorMateriens innersta-Atomer-KärnorPartiklarUniversum-Solen-PlaneternaVärme
Sök efter
Grundskolan eller gymnasiet?	FörskolaGrundskolaGymnasiumLärarutbildning
Nyckelord:	#ljus [63]*astronomi/astrofysik och rymdfart [2]*biologi [20]*fysikaliska definitioner [1]*fysiologi [13]*geologi [16]*idrottsfysik [42]*kemi [22]*meteorologi [20]*miljöpåverkan [14]*nöjesparksfysik [12]*vardagsfysik [64]*verktyg [15]3d-bilder [6]aberration [1]absoluta nollpunkten [9]acceleration [6]accelerator [7]addition av hastigheter [2]aerosol [4]akustik [6]alfasönderfall [7]annihilation [14]antimateria [16]arbete [24]Arkimedes princip [32]asteroid [10]astrobiologi [9]astrologi [5]atomradie [8]Avogadros tal [3]ballong [25]bandgenerator [3]barometerformeln [1]batteri [25]belysning [6]bernoullieffekten [6]betasönderfall [15]big bang [37]bildskärmar [4]bindningsenergi [23]blixt [18]blå himmel [12]bobåkning/störtlopp [4]Bohrs atommodell [9]Bose-Einstein-kondensat [6]brandvarnare [2]bränslecell [3]centrifugalkraft [15]centripetalkraft [11]comptonspridning [3]corioliskraft [7]dagens längd [3]daggpunkten [2]dagjämning [6]Darwins evolutionsteori [8]de Broglie våglängd [1]decibel [11]delton [2]diffraktion [4]diffusion [1]dimensionsanalys [7]dimkammare [2]dopplereffekt (ljud) [3]dopplereffekt (ljus) [3]drickande fågeln [1]dubbelspalt [4]duschdraperi [2]Einstein, Albert [1]eko [3]elasticitet [4]elastisk stöt [12]elektrisk krets [7]elektrisk ström, hastighet [4]elektrisk ström, skada [6]elektromagnetisk strålning [21]elektronskal [12]elektrostatik [4]elsäkerhet [18]energikällor [26]energilagringssystem [7]enkelspalt [1]entropi [7]EPR, Bell, Aspect [3]evighetsmaskin [14]exoplaneter [17]fallrörelse [31]faradaybur [10]fasdiagram [7]felberäkning [6]Fermats princip [1]ferromagnetism [9]fiberoptik [4]fission [15]fluorescens [6]flygplansvinge [8]flykthastighet [4]formel 1 [2]forskningskarriär [1]fossila bränslen [13]fotoelektrisk effekt [7]foton [6]friktion [53]friktionskoefficient [5]frågelådan [14]Fukushima [6]fusion [17]fysik [10]fysik, förståelse av [17]fysik, historia [1]fysik, nytta med [6]fysikalisk modell [12]färg/färgseende [39]färgkraften [8]Gaia [3]galax [28]gamma ray burst [2]gaslagen, allmänna [24]generator [1]genomskinlighet [18]genteknik [2]geodesi/gravimetri [2]geostationär satellit [8]gitter [5]g-krafter [18]glasögon [2]gluoner [7]glödlampa [23]gnistkammare [1]golfboll [15]GPS [3]gravitation [7]gravitationslins [5]gravitationsvågor [19]gravity assist [2]gregorianska kalendern [1]grundämnen, bildandet av [5]grundämnen, förekomst [4]gränshastighet [4]gunga [4]gyroskop [1]halofenomen [2]halogenlampa [3]halveringstid/sönderfallskonstant [5]harmonisk svängning [4]Heisenbergs obestämdhetsrelation [12]helikopter [5]higgspartikeln [10]Hiroshima/Nagasaki [4]hologram [5]HR-diagram [3]Huygens princip [3]hyperfinstruktur [1]hägring [4]händelsehorisont [4]hävstång [5]hörsel [10]Illustrerad Vetenskap [17]impedans [3]induktans [6]induktion [13]inertialsystem [6]inflation [7]infraljud [7]interferens [14]Internationella rymdstationen [6]iskristaller [5]istider [8]joniserande strålning [4]jordens atmosfär [12]jordens inre [14]jordens magnetfält [22]jordens rotation [22]kall fusion [8]kaos [3]kapillärkraft [12]kastparabel [10]Keplers lagar [14]Kirchhoffs strålningslag [4]klimat [11]knäppande aluminiumfolie [2]kokande vatten [17]kokpunkts/fryspunkts förändring [14]kol [3]kol-14 metoden [4]koldioxidcykeln [6]kollisionssäkerhet [1]komet [14]kosmisk bakgrundsstrålning [19]kosmisk strålning [5]kosmologi [33]kraft [12]kraftledning [7]kraftverkningar [9]kursplan [3]kvantmekanik [30]kvark [12]kvasar [4]kylning [7]kärndata [3]kärnenergi [19]kärnfysik [2]kärnkrafter [7]kärnkraftsavfall [11]kärnreaktion [5]kärnvapen [16]Lagrange-punkt [2]latitud/longitud [1]lins [11]liv i universum [9]livets uppkomst [1]ljud [11]ljud, interferens [7]ljud, resonans [19]ljudbang [3]ljudhastigheten [21]ljusbrytning [26]ljushastigheten [24]ljusreflektion [18]lorentztransformation [2]luftmotstånd [11]lufttryck [23]luminiscens [5]lutande plan [15]lysdiod [14]lysrör [10]lågenergilampa [13]längdkontraktion [6]magnetisk monopol [4]magnetism [52]magnetron [1]Mars [12]massa, trög/tung [4]massa-energi [1]massa-kraft [1]massbestämning [2]mass-luminositetsrelation [2]matematik i fysik [6]matematik, skriva [2]materia [6]Maxwells ekvationer [3]metabolism [3]metall, smältpunkt [3]meteorit [21]mikrovågsugn [25]Milankovitch cykler [3]mobiltelefon, strålning från [6]monstervåg [4]Monte Carlo-metoder [1]Mpemba-effekten [2]MRI [5]musikinstrument [19]månens bana [14]månens synbara storlek [1]månfärder [7]mörk energi [6]mörk materia [17]nanoteknik [6]Nationalencyklopedin [1]naturkonstant [7]naturlig radioaktivitet [3]nebulosa [13]NEO [10]neutrino [19]neutron [4]neutronstjärna [11]Newtons gravitationslag [12]Newtons rörelselagar [21]Newtons vagga [2]norrsken [7]nova [1]nyheter [11]Olbers paradox [2]orgelpipa [4]osmos [8]parallaxmetoden [4]parapsykologi [6]parbildning [7]Pascals lag [5]pauliprincipen [10]pendel, konisk [2]pendel, plan [9]PET [1]Plancks strålningslag [6]planet [17]planeters atmosfär [4]planeters form [3]plastfolie [1]polarisation [7]polaroidglasögon [3]potential/potentiell energi [30]prisma [1]projektarbete [1]pseudovetenskap [11]QED [7]radioaktiv datering [7]radioaktivitet, sönderfallskedja [7]radioaktivt sönderfall [38]radioteleskop [1]radon [4]raketekvationen [2]raketmotor [8]regn [1]regnbåge [6]relativistiskt massberoende [4]relativitetsteorin, allmänna [33]relativitetsteorin, speciella [45]religion [3]resistans [15]resistansförluster [2]resonans [5]richterskalan [2]ringklocka [5]rymddräkt [5]rymdfärder [23]rödförskjutning [7]röntgenrör [3]rörelseenergi [14]rörelsemängd [15]rörelsemängdsmoment [14]satellitbana [15]Saturnus´ ringar [6]schrödingerekvationen [4]Schrödingers katt [2]science fiction [6]segling [5]serie- och parallellkoppling [19]SETI [1]shareware [1]SI-enheter [6]skruvad boll [10]skymning [1]slumptal [1]SN 1987A [4]solaktivitet [2]solarkonstanten [6]solcell [7]solen [5]solen, avstånd till [1]solenergi [14]solens energiproduktion [9]solens utveckling [4]solförmörkelse [3]solsystemet [8]solsystemet, avstånd och rörelse [3]solsystemets bildande [12]specifik värmekapacitet [25]spegel [10]spektrum [11]standardmodellen [24]statisk elektricitet [12]stearinljuslåga [16]stjärna [4]stjärnhimlen [12]stjärnors utveckling [15]stroboskopeffekt [3]strålning, faror med [26]strålning, in-/ut- [6]strängteori [7]strömning [1]supernova [13]supertunga grundämnen [1]supraledning [7]svart hål [51]synvilla [6]sönderfallskonstant [5]teleskop [10]temperatur/temperaturskalor [17]temperaturstrålning [29]termodynamik [17]termometer [8]termos [3]Three Mile Island [3]tid [10]tidsdilatation [6]tidsekvation [4]tidvatten [15]tjerenkovstrålning [2]Tjernobyl [12]totalreflektion [9]transformator [6]transmutation av kärnavfall [2]trefas [3]trippelpunkt [2]tröghetsmoment [9]tsunami [5]tunneleffekt [3]TV [9]tvillingparadoxen [5]tyngdaccelerationen [16]tyngdlöshet [13]ultraljud [9]universums expansion [16]uppvärmning av bostäder [2]utvidgning [8]UV-ljus [13]vakuum [9]vatten/is [49]vattenkraft [7]vattenpump [2]vattenånga [2]Venus [11]verkningsgrad [26]vetenskaplig metod [18]Wikipedia [5]WIMPs [3]vindavkylning [4]vindenergi [12]Vintergatan [6]vridmoment [7]vulkanism [5]våg/partikelegenskaper [8]vågenergi [3]vågfunktion [2]värmemängd [3]värmepump/kylskåp [8]värmeöverföring/transport [46]väteatomen [2]vätskedroppsmodellen [5]växthuseffekten [36]ytspänning [18]årstider [4]ögat [18] (Enda villkor)
Definition:	(transmissions)mediumabsoluta nollpunktenabsorptionsspektraaccelerationackommodationackretionsskivaadiabatisk processaerodynamic heatingaerosolaggregationstillståndakustisk impedansallmänna gaslagenampereamperetimmeannihilationantigravitationantimateriaantropiska principenarbetearkimedes principasteroidasteroidbältetastigmatismastrobiologiastronomisk enhetatommassaatomnummeravogadros talbandspektrabatteribenhams snurrabergvärmebernoullis ekvationbetasönderfallbig bangbindningsenergibindningsenergibioluminiscensboltzmanns konstantbose–einstein-kondensatbrewstervinkelnbrownsk rörelsebrytningsindexbrännpunktbubbelkammarecarnotprocesscentrifugalkraftcentripetalkraftcirkumpolära stjärnorcitronbattericorioliskraftencurietemperaturendarwins evolutionsteoride broglie våglängdendecibeldeltonden kosmologiska principendensitetdielektrisk polarisationdielektriskt materialdiffus reflektiondiffusiondigitalkameradimensiondioptridiskret spektrumdispersiondopplereffektdotternukliddulong-petits lage=mc2ekliptikanekoekvivalensprincipenelasticitetelastisk energieldelektrisk dipolelektrisk laddningelektrisk spänningelektrisk strömelektriska fältstyrkanelektroluminiscenselektromagnetisk strålningelektroninfångningelektronskalelementarladdningenelementarpartiklaremissionsnebulosaemissionsspektraemsendoterm reaktionenergienergikällaenergiomvandlingenergipincipenenergipotentialentropi (makroskopisk definition)entropi (mikroskopisk definition)evighetsmaskinexciterade tillståndexoplanetexoterm reaktionextremofilerfallrörelsefaradays burfasdiagramfermats principferminivånferromagnetismfissionfjärde generationens reaktorfluidfluorescensflygplansvingeflykthastighetenfokalpunktfokusfosforescensfossila bränslenfotokromismfotomotståndfotonfotosfärenfotosyntesfouriers lagfraktalfranck-hertz försökfriktionfriktionskoefficientfritt fallfukushimafundamentala naturkrafternafusionfysikfysikaliska modellerfysiologifärgfärgblindhetfärgseendefönybara bränslenförnybara energikällorgaiagalaxgammastrålninggaskonstantengeneratorgeostationär satellitgeotermisk energiglobal uppvärmninggluonerglödlampagravitationgravitationengravitationskonstantengravitationsvågorgrundläggande fysikgrundtillståndetgrundtongrundämnegrå starrgränshastighetgula fläckenhalleffekthalogenlampahalveringstidhastighethawkingstrålningheisenbergs obestämdhetsrelationhertzsprung-russell diagramhiggspartikelnhookes laghornhinnanhubble ultra deep fieldhuygens principhydrostatiska paradoxenhägringhändelsehorisontenhästkrafthävstångicke-joniserande strålningideal gasimpedansinduktansinduktioninertialsysteminflationinfraljudinfraröd strålninginklinationinre konversioninre resistansinterferensinverterad populationisomerisospinnisoterm processisotoperjondriftjoniserande strålningjordfelsbrytarekalibreringkall fusionkalorikapacitanskapillärkraftenkastparabelkedjereaktionkemisk bindningkemisk bindningkemisk reaktionkemoluminiscenskeplers andra lagkeplers första lagkeplers tredje lagkilogramkirchhoffs lagkirchhoffs strålningslagkiselklassisk fysikklorofyllkokarreaktorkokpunktkolkornsmikrofonkometkomplementfärgkondensatorkonduktanskonservativ kraftkonserveringslagkontinuerligt spektrumkonvektionkoronankorrespondesprincipenkosmiska bakgrundsstrålningenkosmologikosmologiska rödskiftetkosmologiska standarmodellenkraftkristallkritisk densitetkritisk massakromosfärenkuiperbältetkundts rörkvantdatorkvantmekanikkvantmekanisk sammanflätningkvarkkvark-gluon plasmakvartskvasarkvasipartiklarkärnkrafterkärnreaktionkärnreaktorerkärnvapenlagrange-punkternalaserlenz lagleptonlila linjespektralivljudljusljusabsorptionljusbrytningljushastighetenljuskällorljusutbyteljusårlongitudinell våglorentzkraftenluftmotståndluminiscenslutande planlysdiodlysrörlågenergilampalägesenergilängdkontraktionmachomagnetismmagnuseffektenmarkradarmarkvärmemaskhålmassamasscentrummassdefektmassenhetmassexcessmasstalmateriamaxwell–boltzmannfördelningenmaxwells ekvationermedelvärdetmegaton tntmeissnereffektenmekanikens gyllene regelmerkurius periheliumprecessionmetafysikmetallbindningmetalldetektormetallicitetmeteormeteoritmeteoroidmilankovitch cyklermodern fysikmodernuklidmolmolekylmultiversummymetallmånemätfelmörk energimörk materiamörk nebulosamössbauer-effektennanometertekniknanopartikelnanotekniknationalencyklopedinnaturvetenskapnavigeringneoneutrinoneutrinooscillationerneutroninducerad fissionneutronstjärnanewtonnewtonringarnewtons andra lagnewtons avsvalningslagnewtons första lag (tröghetslagen)newtons gravitationslagnewtons tredje lagnobelpris i fysik 1925nobelpris i fysik 1993nobelpris i fysik 2015nobelpris i fysik 2017nobelpris i fysik 2020normalkraftennorrskennuklidnuklidkartanutida fysiknärsynthetockhams rakknivohms lagoorts kometmolnoregelbunden galaxosmosparapsykologiparbildningpascals princippauliprincipenperiodiska systemetplanck timeplancks strålningslagplanetplanetarisk nebulosaplasmaplasmaplasmaplasticitetpn-övergångpolarisationpolspänningpolär jetstrålepotentialproton-protonkedjanpseudovetenskapqcdqedradiative forcingradioaktivitetradioluminiscensraketekvationenrayleigh-spridningreaktansreflektionreflektionsnebulosarefraktionregnbågerelativ luftfuktighetrelativistisk energirelativistisk jetresistansresistivitetresistivitetresonansroche-gränsenrullmotståndrussells tekannarödförskjutningrörelseenergirörelsemängdrörelsemängdsmomentschwarzschildradiensekulär jämviktsekundsfärisk aberrationsi-enheternasingularitetsi-prefixsi-systemetsjälvinduktansskalärproduktskottsekundslipstreamslumpvisa mätfelsmältvärmesnells lagsolarkonstantensolcellersolenergisolens centrumsolförmörkelsesolkraftverksolvindsolvärmespallationspecifik värmekapacitetspektroskopispektrumspinnspontan fissionstandardavvikelsenstandardmodellenstatisk elektricitetstefan–boltzmanns lagstimulerad emissionstjärnastjärnbildstorhetstrålningstrålningstråloptiksträngteorinstående vågstämgaffelsublimationsupermassiva svarta hålsupernovasupertungt grundämnesuprafluiditetsupraledningsvart hålsvartkroppsvänghjulsystematiska mätfelsåpbubblasäkringsönderfallskedjasönderfallskonstantentemperaturtemperaturspektrumtemperaturstrålningtensortermodynamiktermodynamikens andra huvudsatstermodynamikens första huvudsatsthree mile islandtidtidens riktningtidsdilatationtidsekvationentidvattentidvattenkraftertillämpad fysiktjerenkovstrålningtjernobyltotalreflektiontransformatortransistortransparenstriboelektrisk effekttrippelpunktentrycktryckvattenreaktortröga massantröghettröghetsmomenttunga massantvillingparadoxentyngdtyngdaccelerationtyngdlöshettyngdpunktentyp ii supernovaufoultraljudultraviolett strålningultraviolettkatastrofenunderkylninguniversums åldervakuumvakuumfluktuationervakuumpolarisationvalenselektronvattenburen värmevattenkraftvattenkraftvattenångavektorerverkningsgradvetenskaplig metodwiens förskjutningslagwikipediaviktwimpvindkraftvintergatanvintergatanvirtuell bildvirtuell bildvit dvärgvoltvridmomentv-t diagramvåglängdenvåg-partikeldualitetvågtalvärmeledningvärmemängdvärmepumpvärmepumpvärmeöverföringvätebindningvätelika jonervätskedroppsmodellenväxthuseffektenytenergiångbildningsvärmeångtryckårstidernaåskaädelgasädelgaserögats linsöratöversynthetövertoner (Enda villkor)

---

Om du inte hittar svaret i databasen eller i

Sök i svenska Wikipedia:

Sök i Nationalencyklopedin

   

Sök med Google

   

- fråga gärna här.