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 = Hd

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 ljusÃ¥r = 310⁵[c i km/s]365.24246060 = 9.4710¹² km

1 parsek = 3.26 ljusår

1 Mparsek = 3.2610⁶9.4710¹² km = 30.810¹⁸ km

Universums ålder 1/H blir då

(30.810¹⁸ km)/(72 km/s) = 0.42810¹⁸ s = 0.42810¹⁸/(606024365.24) Ã¥r = 1410⁹ Ã¥r

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

/KS/lpe 2003-05-05

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.

/KS/lpe 2001-01-29

Svar:
Hej Anna! Vi kan bara observera den del av universum som ligger på ett avstånd upp till avståndet motsvarande universums ålder, dvs 13.7 miljarder ljusår.

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!

Inom en bubbla kan alltså expansionshastigheten inte överskrida ljushastigheten. Mellan bubblorna som aldrig är i kontakt med varandra kan man tycka att ljushastigheten överskrids, men eftersom det inte kan observeras saknar det mening. Det är som att fråga sig vad hände före big bang (då även tiden skapades) eller vad är söder om sydpolen?

Sedan skall vi även skilja på expansion och rörelse. Einsteins maxhastighet ljushastigheten c gäller relativ rörelse hos två objekt. När vi säger att ett objekt rör sig menar vi dess positionsändring i förhållande till rymd-tiden. Ljushastigheten är bara en begränsning för ett objekt som befinner sig i rymd-tiden, inte för rymd-tiden själv. Se vidare länk 1.

Tillägg 17/1/12:

Man kan även fråga: hur kan universum expandera om det redan är oändligt stort?

Ja, universum kan vara oändligt och ändå expandera eftersom det har en begränsad ålder. Vi kan då bara observera vår egen bubbla med en radie av 13.7 miljarder ljusår. Vad som sker i övriga universum (de andra bubblorna) vet vi ingenting om.

Ett annat sätt att uttrycka det är att om universum är oändligt finns det ingen gräns mot något annat. Universum kan alltså expandera utan att så att säga expandera in i någonting eftersom det inte finns någon gräns. Se vidare länk 2.

Man kan även tänka sig att universum är ändligt men obegränsat. En tvådimensionell analogi är en ballong som blåses upp. Varelserna på ballongens yta ser bara två dimensioner, låt oss kalla dem N-S och Ö-V. Om en varelse rör sig t.ex. i riktning N så kommer den aldrig att träffa på en gräns utan kommer i stället tillbaka till utgångspunkten. Varelsen skulle inte ha någon uppfattning om vad som finns inne i ballongen.

Se även fråga [13242].

/Peter E 2011-09-07

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:
Nedanstående figur (från länk 1 -- en liknade figur finns i fråga [7258]) är den mest direkta indikationen för den ökande expansionen. Jag tror att ditt problem är sättet att plotta data - jag hade nog hellre bytt x- och y-axlarna.

Du kan resonera så här: För ökande avstånd, dvs ökande magnitud (y-axeln, från typ Ia supernovor) ökar rödförskjutningen (x-axeln) långsammare än den prickade linjen som avser fri expansion (heldragen linje, ett tomt universum med W=0). Avståndet (universums skalfaktor) är kopplad till tiden. Den heldragna grå linjen är bästa anpassningen till data. Den heldragna röda linjen är för kritisk densitet (vilket andra mätningar kräver, se länk 2) och utan acceleration.

Man kan alltså se att expansionshastigheten var lägre när universum var yngre. Avvikelsen växer alltså med ökande avstånd vilket tyder på acceleration hos expansionen.

/Peter E 2016-01-25

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_universeSupernova_observation.

/Peter E 2016-02-11