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.

/GO/lpe 1999-08-07

Svar:
 Det mest avlägsna man kan se är den så kallade bakgrundsstrålningen,
som idag har en temperatur på 3 K. Den uppstod när universum plötsligt
blev genomskinligt när vätet övergick från joniserat till neutralt
tillstånd. Det skedde 300000 år efter big bang. Avstånden dit är inte
lätt att ange, men låt oss säga ungefär 15 miljarder år. Denna strålning
registreras med radioteleskop för våglängder på 0.1 - 1 mm, både här
på jorden och ute i rymden. Efter denna epok följde en ganska lång,
mörk period, då inget ljus sändes ut. Så småningom började galaxer och
stjärnor bildas. Vi är nära att kunna studera de första galaxernas
ljus med de största optiska teleskopen. Med nuvarande teleskop
tror man sig kunna se galaxer på ungefär 12 miljarder ljusårs avstånd.
Fantastiska bilder och annan information kan du hitta på NASA's hemsida för Hubble teleskopet: Astronomy Resources from STScI.

Det största vi känner till är rimligtvis universum.

Om avståndsmätning i rymden har vi tidigare svarat på.

Om du menar grundämnen, så är de precis de samma som här, bara i andraproportioner.

Vi vet helt enkelt om det finns liv någon annan stans, men eftersomdet finns så kolosalt många sjärnor, skulle det vara konstigt om det inte fanns.

Ett pinsamt faktum är, att mer än 90% av materien i universum vet viinte vad det är, den så kallade mörka materien. Den märks på sintyngdkraft, men hittills på inget annat sätt.

I övrigt hänvisar vi till följande bok: Astronomi från Big Bang till Planeter av K G Karlsson och C-I Lagerkvist.

/KS 1999-10-11

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 2002-03-18

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 bakgrundsstrÃ¥lningen i olika riktningar och bland annat bestämt universums Ã¥lder till 13.7 miljarder Ã¥r. Tolkningen av data frÃ¥n WMAP är ganska komplex och innehÃ¥ller mÃ¥nga paramerar man kan bestämma, se bilden nedan frÃ¥n länk 1. Universums Ã¥lder t₀ finns strax över mitten i högra kolumnen. Tiden t_dec när strÃ¥lningen frikopplades frÃ¥n materien är som synes mer exakt 379000 Ã¥r.

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.

/KS/lpe 2003-12-21

Svar:
Leonard! Intressant fråga som inte är helt lätt att reda ut! För det första beror energin hos en foton på källans och mottagarens relativa hastighet. Om du rör dig mot källan ser du högre energi (kortare våglängd), om du rör dig bort från källan ser du lägre energi (längre våglängd). Detta är inget brott mot energins bevarande - den gäller bara för ett visst rörelsesystem. Detta är analogt med det klassiskt mekaniska problemet i fråga [14380].

När du observerar den kosmiska bakgrundsstrålningen skall du notera att den är helt (nåja nästan helt) frikopplad från materien. Frikopplingen skedde c:a 400000 år efter big bang. Den kosmiska bakgrundsstrålning du observerar har alltså gått rakt fram i nästan 14 miljarder år. Den kommer alltså från en punkt som ligger 14 miljarder år bort. På grund av universums expansion rör sig denna punkt bort från oss med en enorm hastighet och ger därmed en rödförskjutning på Z=1000. De 3000 K som var universums temperatur vid frikopplingen har minskat med en faktor 1000 till 3 K, och det är detta vi observerar.

Observera att vi pratar bara om den kosmiska bakgrundssrålningen. Det finns många andra källor till elektromagnetisk strålning från universum, och det gäller att med diverse trick dra bort denna bakgrund. Nedanstående bild (från länk 1) visar den uppmätta temperaturen hos den kosmiska bakgrundsstrålningen i olika riktningar. Först måste man korrigera för vintergatans rörelse som syns i den översta bilden. Det horisontella bandet i den mittersta bilden kommer från vår egen vintergata och måste subtraheras. Slutligen får man resultatet i den nedersta bilden som man tror är en bild på universum 400000 år gammalt.

Vad gäller energins bevarande så gäller den nog även för universum i stort. Den totala energin (som skall bevaras) är ju summan av den kinetiska energin och den potentiella energin. Beroende på kraftverkningar (gravitation, repulsion [mörk energi]) kan de variera inbördes så länge summan är konstant.

Se även fråga [19272].

/Peter E 2007-06-05

Svar:
Hej Erik och Johan! För det första är denna rörelse ganska komplicerat - man måste alltid ha klart för sig vad rörelsen är i förhållande till. Låt oss börja på jorden och se hur den rör sig och sedan gå succesivt utåt:

1. Jordens rotation kring sin axel
   
2. Jordens rörelse i en bana kring solen
   
3. Solens (och solsystemets) rörelse kring vintergatans centrum
   
4. Vintergatans rörelse i förhållande till den lokala gruppen av galaxer
   
5. Den lokala gruppens rörelse i förhållande till "universum" (den kosmiska bakgrundsstrålningen).
   

1 Om du står på norra halvklotet och tittar mot söder så rör sig alla himlakroppar (solen, månen, planeter, stjärnor) långsamt från öster mot väster (från vänster till höger). Detta orsakas av jordens rotation i motsatt riktning (jorden roterar från väster till öster). Jorden roterar ett varv på 24 timmar (nästan definitionsvis eftesom sekunden utspungligen definierades efter jordens rotation så att dygnet skulle innehålla 246060 = 86400 sekunder).

Vid ekvatorn motsvarar rotationen en hastighet av 0.5 km/s. Denna väst-östliga rotation är orsaken till att de flesta satelliter har banor från väster till öster - man vinner ju upp till 0.5 km/s (av erforderliga 8 km/s) om man skjuter upp satelliten i den riktningen.

2 Om vi kunde stå på solens "nordpol" skulle vi kunna se att jorden (den tredje, blå planeten i animeringen nedan) rör sig runt solen i en nästan cirkulär bana från höger till vänster (moturs). Hastigheten i banan är nära 30 km/s i förhållande till solen.

3 Solen går i en bana runt vintergatans centrum på ett avstånd av c:a 26000-28000 ljusår. Ett varv kring centrum tar 225-250 miljoner år med en hastighet av 220 km/s. Riktningen hos denna rörelse är mot stjärnbilden Herkules nära den ljusa stjärnan Vega. Se Milky_WaySun.27s_location_and_neighborhood för detaljer om denna rörelse.

4 I den lokala gruppen av galaxer rör sig vintergatan mot andromedagalaxen (M31) med en hastighet av 300 km/s. Trösten är att det tar mycket lång tid innan de kolliderar: Eftersom hastigheten är en tusendel av ljushastigheten och eftersom avståndet är 2.5 miljoner ljusår kommer det ta mer är 2 miljarder år innan M31 kolliderar med vintergatan.

5 Från studier av den kosmiska bakgrundsstrålningen kan man se att jorden, solen och vintergatan rör sig i förhållande till bakgrundsstrålningen med en hastighet av 552 km/s i riktning mot stjärnbilden Vattenormen (RA 10.5 h, Dekl -24^o) på södra stjärnhimlen. Bilden nedan (och den översta bilden i fråga [15347]) visar detta. Vi rör oss alltså från det röda området mot det blå. Om man så vill kan man definiera bakgrundsstrålningen som universum, så att rörelsen 552 km/s är en absolut hastighet i förhållande till universum.

Ja Erik, jag sa det var komplicerat! Jag hoppas du ändå fick ut något av svaret :-).

Se vidare Planetary Fact Sheets, Milky_Way och Andromeda_Galaxy för de olika rörelserna.

Kommentar till punkt 5


Framställningen i länk 1 (av Ethan Siegel, som är en pålitlig källa) är i stort set konsistent med ovanstående. Vad gäller rörelsen i punkt 5 ger länk 1 värdet 368 ± 2 km/s för solsystemets hastighet relativt den kosmiska bakgrundsstrålningen. Diskrepansen med ovanstående värde är antagligen att man i varierande mån tagit hänsyn till övriga rörelser som solens rörelse i vintergatan och vintergatans rörelse.

/Peter E 2010-01-07

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?

JodÃ¥, den gäller men energi pÃ¥verkas 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 mÃ¥nen av jordens) sÃ¥ är den potentiella energin negativ. Man kan alltsÃ¥ skapa materia och strÃ¥lning 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 dÃ¥ 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 Ã¥r efter Big Bang dÃ¥ universum blev genomskinligt genom att den elektromagnetiska strÃ¥lningen frikopplades frÃ¥n materien. Vi ser alltsÃ¥ bakgrundsstrÃ¥lningen som en "vägg" av strÃ¥lning pÃ¥ 14.4 miljarder ljusÃ¥rs avstÃ¥nd. Om vi korrigerar för universums expansion - en faktor tusen - blir avstÃ¥ndet till bubblan 13.410⁹/1000 = 13.410⁶ ljusÃ¥r. Vinkeln som bubblan upptar blir

300000/(13.410⁶) = 0.022 radianer = 0.022180/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

/Peter E 2013-03-04

Svar:
Fredrik! Blev lite filosofiskt det där :-). Se fråga [951] för en diskussion om determinism.

Ja, man kan antagligen se en yttring av av slumpmässighet som överlevt från Big Bang. Temperaturvariationerna i den kosmiska bakgrundsstrålningen (se fråga [705]) kan vara slumpmässiga s.k. vakuumfluktuationer (se fråga [11001]) från före den supersnabba expansionen (inflationen) 10^-38 sekunder (se fråga [17472]) efter Big Bang.

Nedanstående bild från rymdsonden Planck (länk 1) visar de senaste resultaten på "grynigheten" hos universum när det var 380000 år gammalt.

Den största enhet jag vet man visat att den uppför sig kvantmekaniskt slumpmässigt är fullerener genom en dubbelspalt, se fråga [1807].

Slumpmässighet och obestämbarhet förekommer inte bara i kvantmekaniska system. Det finns även många klassiska system som är kaotiska, se t.ex. fråga [17160] om planeternas rörelse i solsystemet.

Kvantmekanikens räknelagar fungerar oberoende av massa och energi. Det är bara att kvantmekaniska effekter blir mycket små med makroskopiska värden på massan.

Korrespondesprincipen innebär att kvantmekaniska effekter övergår i klassiska värden för höga kvanttal, se Correspondence_principle:

The rules of quantum mechanics are highly successful in describing microscopic objects, atoms and elementary particles. But macroscopic systems, like springs and capacitors, are accurately described by classical theories like classical mechanics and classical electrodynamics. If quantum mechanics were to be applicable to macroscopic objects, there must be some limit in which quantum mechanics reduces to classical mechanics. Bohr's correspondence principle demands that classical physics and quantum physics give the same answer when the systems become large.

/Peter E 2013-04-08

Svar:
Densiteten av materia i universum varierar mycket från superhöga densiteter i svarta hål och neutronstjärnor till mycket låga värden utanför galaxhopar. Jag antar emellertid att du frågar om medeldensiteten.

Den klassiska kosmologin med bara normal (baryonisk) materia gav en densitet pÃ¥ 6 väteatomer/m³ om universum var plant (kritisk densitet). Eftersom endast 4.6% av den totala energin (massan) är baryoner (se frÃ¥ga [18686]), sÃ¥ sjunker baryondensiteten till c:a 1/4 väteatom/m³. FrÃ¥n förekomsten av lätta nuklider efter Big Bang kan man dra slutsatsen att en försumbar del av den mörka materien är baryoner. Denna mÃ¥ste alltsÃ¥ bestÃ¥ av nÃ¥got okänt, t.ex. WIMPs ("tunga neutriner").

Nära tiden för Big Bang dominerade strÃ¥lning över materia (till höger i nedanstÃ¥ende figur där 1/R [skalfaktorn R] är stort). Allteftersom universum expanderar (R blir större) avtar materietätheten som 1/R³. StrÃ¥lningstätheten avtar emellertid som 1/R⁴ eftersom man även mÃ¥ste ta hänsyn till att strÃ¥lningens energi avtar pÃ¥ grund av att vÃ¥glängden ökar som R. Vid en punkt är alltsÃ¥ densiteten av strÃ¥lningsenergi och materia lika. Nu (13.75 miljarder Ã¥r efter Big Bang) är strÃ¥lningsenergin nästan försumbar.

Antalet fotoner är 3.710⁸/m³ .
Detta låter som mycket, men man skall komma ihåg att energin för temperaturstrålning vid 2.7 K är mycket liten (3kT=1.110^-22 J).

I länk 1 diskuteras den kosmiska densitetsparametern W och hur denna är summan av materian (baryonisk och mörk), relativistiska partiklar (neutriner och fotoner) samt mörk energi.

Vad gäller densiteten av kosmiska neutriner sÃ¥ har man ännu inte detekterat dessa, men teoretiska beräkningar uppskattar att det finns 3.310⁸/m³ . Detta är som synes nästan exakt samma som ovanstÃ¥ende fotondensitet.

Se även länk 2 och Cosmic_neutrino_background.
____________________________________________________________

http://www.maths.qmul.ac.uk/~jel/ASTM108lecture8.pdf.

http://lappweb.in2p3.fr/neutrinos/anunivers.html

/Peter E 2013-11-22

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-lightUniversal_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?

/Peter E 2014-03-18