Universet

Verificeret
Artiklens indhold er godkendt af redaktionen.

Universet. Den del af Universet, der er synlig fra Jorden. Vi kan se tilbage til 300.000 år efter Big Bang, hvor fotoner (lyspartikler) først kunne udbrede sig frit; disse fotoner ses i dag som den kosmiske baggrundsstråling (vist i rødt og blåt). Størrelsesforhold og afstande på tegningen er stærkt overdrevne.

Universet, kosmos, verdensaltet, hele den fysiske verden. Da Universet omfatter alting, er der nødvendigvis tale om et forsimplet billede af virkeligheden, når fysikere og astronomer taler om at beskrive Universets struktur og udvikling. Ikke desto mindre har vi i dag en ganske detaljeret forståelse af Universet som et samlet fysisk system, dets bestanddele og deres rumlige fordeling samt dets tidslige udvikling fra Big Bang ('Det Store Brag') for 13-14 mia. år siden via nutiden til en fremtid med formentlig evig ekspansion.

I det følgende gennemgås den moderne videnskabelige opfattelse af Universet. Andre aspekter, herunder historiske og filosofiske, er behandlet i begyndelse, kosmogoni, kosmologi og verdensbillede.

Kosmologien i 1900-t.

Som filosofisk disciplin er kosmologien (læren om Universets struktur og udvikling) lige så gammel som de ældste skriftlige kilder, men først i 1900-t., og specielt siden 1960'erne, har vor viden om Universet for alvor fået videnskabeligt fodfæste. Einsteins almene relativitetsteori fra 1915 lagde det matematisk-fysiske fundament, og i 1920'erne fulgte Edwin Hubbles afgørende påvisning af, at Universet ikke er statisk, men udvider sig med tiden. I flere årtier herefter var kosmologien præget af mangel på præcise data, men den teknologiske udvikling i astronomi, fysik og rumfart har fundamentalt ændret dette. 

Universet set fra Jorden 

Jorden er ikke i midten af Universet, som man troede i oldtiden. Men Jorden er i midten af den del af Universet, der er synlig for os. Med en alder for Universet på 10-20 mia. år vil man kunne se ud til en afstand af 10-20 mia. lysår i alle retninger. Ja i en vis forstand kan man faktisk se endnu længere, for ganske vist bevæger et lyssignal sig præcis et lysår per år, men Universets udvidelse betyder, at afstandene til fjerne galakser i den mellemliggende tid er vokset yderligere, så lyset effektivt set synes at have tilbagelagt mere end et lysår per år. Jo længere væk vi ser, jo længere tilbage i tiden ser vi. Lyset, der når os fra M87, har således været undervejs i cirka 60 mio. år, og vi ser dermed galaksen, som den så ud for 60 mio. år siden.

Grænsen for det synlige Univers går ved 300.000 år efter big bang, hvor det varme plasma, som Universet da bestod af, kombineredes til neutrale atomer, og lys (fotoner) derefter kunne udbrede sig frit. Det er disse fotoner, vi i dag kan se som den svage kosmiske baggrundsstråling. Kunne vi se længere tilbage, ville vi i alle retninger kunne se selve big bang.

Lysets endelige udbredelseshastighed betyder, at iagttagere på forskellige positioner ser forskellige udsnit af Universet. Den maksimale afstand, en iagttager kan se til et givet tidspunkt, kaldes horisonten. I dag er denne afstand altså 10-20 mia. lysår (plus noget ekstra som følge af ekspansionen), men i Universets tidlige barndom var den langt mindre; fx 1000 lysår, da Universets alder var 1000 år. Og skønt afstandene i Universet også var mindre dengang, udvider horisonten sig normalt langt hurtigere med tiden end de kosmiske afstande. En iagttagers horisont omfatter således større og større udsnit af Universet, som tiden går. Hvis Universet er uendeligt, kommer en iagttager imidlertid aldrig til at kunne se hele Universet; ja, hvis den kosmologiske konstant virkelig dominerer den kosmiske ekspansion i fremtiden, vil den synlige del af Universet endda blive mindre. Kun i et lukket Univers med tæthed større end den kritiske uden kosmologisk konstant vil en iagttager med tiden kunne se det hele. Her vil lyssignaler fra alle dele af Universet netop nå frem til en iagttager på det tidspunkt, hvor Universet når sin maksimale udvidelse og begynder at trække sig sammen igen. Og i det øjeblik Universet kollapser i et Big Crunch, vil signaler fra ens egen position være nået hele Universet rundt og tilbage til udgangspunktet, så man billedligt talt ser sig selv i nakken (eller rettere et signal fra samme position udsendt ved Big Bang); dette har dog udelukkende akademisk interesse, da alt liv forlængst vil være udslettet på grund af den uendelige temperatur og tæthed. JMad

I 1965 påvistes en jævnt fordelt, knap 3 K varm kosmisk baggrundsstråling, der er et levn fra en varm og tæt begyndelse (Big Bang), og i 1990'erne efterviste detaljerede studier af denne stråling grundigt dens kosmologiske oprindelse og gav afgørende viden om Universets struktur og udvikling. Udforskningen af kvasarer efter 1963 samt af fordelingen af galakser og galaksehobe på store afstande har givet vigtige data til forståelsen af Universet. De seneste årtiers forskning har også bekræftet en enestående overensstemmelse mellem de observerede forekomster af lette grundstoffer og beregninger af deres produktion i en tæt og varm fase af Universets udvikling. Tilsammen har disse ting overbevist astronomer og fysikere om, at Universets udvikling kan beskrives inden for rammerne af den såkaldte Big Bang-teori. Med de seneste årtiers gennembrud i elementarpartikelfysikken er det nu sågar muligt at diskutere begivenheder i de første brøkdele af et sekund efter Big Bang på et fysisk grundlag. Inflationsteorierne fra begyndelsen af 1980'erne er blandt de vigtigste eksempler herpå.

Universets observerede egenskaber

Jorden er en tilsyneladende almindelig planet kredsende omkring en typisk hovedseriestjerne, Solen, som igen kredser blandt et par hundrede mia. andre stjerner om centrum af en stor, men ikke atypisk spiralgalakse, Mælkevejssystemet. Denne galakse indgår sammen med Andromedagalaksen og en snes smågalakser i den lokale gruppe af galakser, som igen befinder sig i udkanten af den Lokale Superhob. En sådan hierarkisk struktur med galakser, galaksehobe og superhobe er typisk for fordelingen af lysende stof i Universet, men meget tyder på, at hierarkiet ender på afstande af størrelsesordenen 100 Mpc (megaparsec; 1 Mpc er 3,26 mio. lysår). Betragtet over endnu større afstande er massefordelingen formentlig homogen, dvs. jævnt fordelt i rummet. Dette bekræftes også af den observerede isotropi af bl.a. den kosmiske baggrundsstråling og fordelingen af fjerne radiogalakser. Isotropi betyder, at Universet har samme egenskaber i alle retninger, og hvis den position i rummet, hvorfra vi observerer, ikke er speciel, følger homogeniteten af isotropien. Universets homogenitet og isotropi kaldes tilsammen det kosmologiske princip. Disse egenskaber forsimpler i høj grad den matematisk-fysiske beskrivelse af Universet.

En yderligere forsimpling ville opstå, hvis Universets egenskaber også var uforanderlige i tid. Da Einstein første gang anvendte sin almene relativitetsteori til at beskrive Universets udvikling, var antagelsen om et statisk (tidsuforanderligt) Univers naturlig, men den viste sig svær at indpasse i beskrivelsen. Problemet var, at en statisk løsning til Einsteins ligninger er ustabil. Den indbyrdes gravitationelle tiltrækning mellem masserne i et statisk Univers ville få det til at kollapse. For at modvirke dette indførte Einstein et ekstra led i sine ligninger, en universel frastødning kaldet den kosmologiske konstant, som kunne sikre et statisk Univers. I 1920'erne blev det imidlertid konstateret, at Universet ikke er statisk, men udvider sig med tiden som beskrevet ved Hubbles lov, ifølge hvilken fjerne galakser bevæger sig bort fra os med hastigheder, v, der vokser proportionalt med afstanden, s: v = Hs, hvor H er den såkaldte Hubble-parameter. På den baggrund opgav Einstein den kosmologiske konstant og kaldte den sit livs største fejltagelse. Der er imidlertid ingen fundamentale grunde til, at et sådant led ikke skulle findes i ligningerne, og nye observationer tyder på, at der faktisk findes en sådan kosmisk frastødning, se nedenfor.

Hubbles lov er grundigt eftervist ved astronomiske observationer, men den præcise værdi af H er fortsat usikker (50-80 km per sekund per megaparsec ifølge de seneste bestemmelser).

Universets udvidelse og krumning

Det, at alle fjerne galakser bevæger sig bort fra os, kan nemt give førkopernikanske associationer til en situation, hvor vi befinder os i Universets centrum, mens alt andet er på vej bort. Men ifølge det kosmologiske princip befinder vi os ikke på en udvalgt position; alle andre iagttagere vil opleve samme Hubble-ekspansion. En simpel analogi kan illustrere dette og samtidig være en hjælp til at forstå en række af Universets øvrige egenskaber. Analogien består i at sammenligne Universet med overfladen af en ballon. Det rigtige Univers har tre rumlige dimensioner samt tiden som en fjerde dimension. Ballonoverfladen har kun to dimensioner, mens tidens gang og Universets ekspansion svarer til, at ballonen pustes op. Forestiller man sig, at todimensionale iagttagere findes på ballonoverfladen (og kun her — der er ikke et tredimensionalt rum uden for eller inden i ballonen), så vil enhver iagttager i et vilkårligt punkt på overfladen opleve, at alle andre punkter bevæger sig bort, når ballonen vokser. Der er ikke noget centrum på ballonoverfladen; det er hele rummet, som ekspanderer; alt er på vej væk fra alt. Hvis ballonen helt kunne tømmes for luft og skrumpe sammen til et punkt, ville big bang svare til tidspunktet, hvor rummet (ballonen) opstår og begynder at udvide sig. Alle punkter i rummet bevæger sig bort fra hinanden, så Big Bang fandt sted overalt på samme tid; det var ikke en eksplosion i et ellers tomt rum, der slyngede materien ud i alle retninger, men en dannelse og udvidelse af rummet selv.

Ballonanalogien illustrerer andre af Universets egenskaber, fx at rummet kan være endeligt, men uden grænser (bevæger man sig rundt på ballonoverfladen, kommer man tilbage til udgangspunktet). Man taler også om et lukket Univers i modsætning til et åbent Univers med uendelig udstrækning.

Ifølge den almene relativitetsteori er der en sammenhæng mellem rumtidens geometri og Universets massefylde, herunder eventuelle bidrag fra den kosmologiske konstant. Universet betragtet som et tredimensionalt rum kan være lukket med positiv krumning svarende til ballonoverfladen i to dimensioner. I dette tilfælde er vinkelsummen i en trekant større end de sædvanlige 180° kendt fra Euklids geometri. Dette vil være tilfældet, hvis massetætheden er større end den kritiske tæthed, som svarer til ca. 10 atomer per kubikmeter i gennemsnit. Hvis den kosmologiske konstant er nul, vil et sådant Univers udvide sig til et maksimum, hvorpå det på ny vil kollapse til en slags omvendt big bang (Big Crunch). Med en kosmisk frastødning i form af den kosmologiske konstant vil et lukket Univers dog kunne udvide sig evigt.

Universet kan også være åbent, med negativ krumning som en uendelig saddelflade eller kartoffelchip, blot i tre dimensioner. Her er vinkelsummen i en trekant mindre end 180°, og massefylden mindre end den kritiske. Sådan et Univers vil ekspandere evigt. Endelig kan geometrien være flad som en uendelig bordplade (men i tre dimensioner), der udvider sig evigt, og hvor Euklids geometri gælder. Massetætheden er her lig den kritiske.

Målinger af Universets krumning

Der er primært to måder til at afgøre, om Universets geometri og tidslige udvikling er af den ene eller anden hovedtype: enten ved bestemmelse af massetætheden (samt værdien af den kosmologiske konstant) eller ved direkte studier af geometrien. Begge metoder rummer en række vanskeligheder, og besvarelsen af disse væsentlige kosmologiske spørgsmål kompliceres yderligere af, at massetætheden har vist sig at være tæt på den kritiske, og geometrien tæt på Euklids, hvorfor stor præcision er nødvendig.

Bestemmelser af Universets massetæthed kræver i princippet en måling af såvel masse som volumen af et karakteristisk område af rummet. Et sådant område skal være større end udstrækningen af de hierarkiske strukturer såsom galaksehobe og superhobe. En usikkerhed i volumenbestemmelsen opstår pga. de store vanskeligheder med absolutte afstandsmål i Universet, afspejlet i usikkerheden på Hubble-parameteren. Massebestemmelse foregår ved at "veje" og sammentælle lysende objekter (galakser, galaksehobe etc). Vha. Newtons love kan man bestemme massen af en galakse ved at observere stjerners bevægelse i galaksens gravitationsfelt og bestemme galaksehobes masse ved observationer af galaksers bevægelse. Disse massebestemmelser viser imidlertid, at ud over lysende stof som stjerner (med evt. tilhørende planetsystemer) og støv og gas (interstellart stof), der kan observeres med teleskoper, indeholder galakser op til ti gange så meget mørkt stof af ukendt natur. Også galaksehobe rummer mørkt stof mellem galakserne, så hvor det lysende stof i bred forstand bidrager med mindre end 5% af den kritiske massetæthed, menes den totale massetæthed i form af mørkt stof at være omkring 30% af den kritiske. Uden kosmologisk konstant ville dette betyde et åbent, evigt ekspanderende Univers med negativ krumning.

Universet. Ballonobservatoriet BOOMERANG, der blev opsendt fra Antarktis 29.12.1998 til en højde på 37 km, målte gennem ti dage med stor præcision den kosmiske baggrundsstråling fra ca. 2,5% af himlen. Øverst ses BOOMERANGs måling af de små afvigelser af strålingstemperaturen fra dens gennemsnit, nederst sammenlignes med tre computersimulationer af hhv. et lukket, et fladt og et åbent Univers. Resultaterne viser, at Universet må være meget tæt på at være fuldstændig fladt.

En række resultater fra slutningen af 1990'erne og begyndelsen af 2000-t. tyder imidlertid på, at Universet er meget tæt på at være fladt, og at den kosmologiske konstant forklarer differencen fra de 30% af den kritiske massetæthed, som måles over kosmologisk set små afstande. Den første overbevisende måling af Universets "fladhed" stammer fra ballon-observatoriet BOOMERANG, der i 1998-99 udarbejdede et meget præcist kort over den kosmiske baggrundsstråling fra cirka 2,5% af himlen. Denne elektromagnetiske mikrobølgestråling har i dag en temperatur på blot 2,726 K og stammer fra cirka 300.000 år efter big bang, da gassen blev så kold, at der dannedes elektrisk neutrale atomer. Den kosmiske baggrundsstråling er det nærmeste, vi nogensinde kommer på at kunne "se" tilbage til big bang, for før de neutrale atomer dannedes, kunne lyset kun bevæge sig ganske kort i den tætte gas. Små afvigelser fra isotropi af strålingen, påvist af COBE-satellitten i begyndelsen af 1990'erne, giver information om de tæthedsvariationer i Universet kort efter big bang, der udgør kimen til dannelse af galakser og galaksehobe, og det er disse afvigelsers fordeling på himlen, som ifølge BOOMERANGs resultater kræver, at Universet er meget tæt på flad, euklidisk geometri. Målingerne af Universets "fladhed" er bekræftet af satellitten WMAP, hvis meget præcise bestemmelser af baggrundsstrålingens egenskaber over hele himlen er offentliggjort fra 2003 og frem.

Samtidig har studier i slutningen af 1990'erne fundet, at fjerne supernovaer af type Ia systematisk lyser svagere end forventet, hvilket formentlig skyldes, at de er længere væk end beregnet for et modelunivers uden kosmologisk konstant. Data passer derimod, hvis Universets ekspansion i dag accelereres pga. den kosmologiske konstant. Kombineres disse data med målingerne af den kosmiske baggrundsstråling, tyder meget på et næsten fladt Univers, hvor 30% af den kritiske massetæthed tilskrives masse (mest fra det mørke stof), mens den kosmologiske konstant forklarer de manglende 70%.

Et fladt Univers passer med de teoretiske forventninger fra en overbygning på big bang-modellen, kendt som inflationsteori. Ifølge inflationsteorien gennemgik Universet brøkdele af et sekund efter big bang en epoke med eksponentiel udvidelse som funktion af tiden (heraf navnet inflation). Efter denne epoke var rummets geometri næsten flad uanset begyndelsesbetingelserne (ligesom overfladen af en ballon, der pustes meget op, lokalt virker mere og mere flad).

Universets tidslige udvikling

Big Bang-teorien giver en beskrivelse af Universets udvikling fra brøkdele af et sekund efter dets opståen. Nedenfor følger en beskrivelse af de vigtigste faser i udviklingshistorien.

t = 0: Big Bang. Her opstod tid og rum, altså Universet, og den kosmiske ekspansion begyndte. Hvordan det skete, endsige hvad (om noget) der gik forud, kan vi ikke beskrive med kendt fysik. Hvis man formelt regner baglæns fra nutiden til Big Bang, vokser massetæthed, temperatur og partikelenergier til uendelig størrelse, mens alle afstande skrumper ind til nul. Men samtidig mister kendte fysiske love deres gyldighed; den almene relativitetsteori rummer singulariteter, og kvanteeffekter optræder på lige fod med gravitationelle effekter, hvilket ingen eksisterende teori kan beskrive i detaljer. Begreber som tid og rum mister deres vante betydning.

t = 10-43 sekunder: Planck-tiden. Dette er tiden, før hvilken en korrekt kvantegravitationsteori er nødvendig for at beskrive udviklingen. Universets temperatur er 1032 K, de tilsvarende partikelenergier 1019 GeV.

t = 10-35 sekunder: inflation. Temperaturen er 1028 K, partikelenergierne 1015 GeV. Ifølge nogle partikelfysiske teorier kan Universet på dette tidspunkt have gennemgået en kortvarig, men meget kraftig, eksponentiel udvidelse med tiden (inflation), der bl.a. førte til et fladt Univers. Forklaringen herpå er, at Universet her gennemgik en faseovergang fra en tilstand, hvor tre af de fire kendte naturkræfter (den elektromagnetiske, den svage og den stærke vekselvirkning) udviklede sig fra en forenet vekselvirkning ved ekstremt høje temperaturer til to vekselvirkninger (den elektrosvage og den stærke) ved knap så høje temperaturer. I forbindelse med faseovergangen blev Universet i en kort periode "fanget" i en exciteret tilstand med højere energitæthed end den endelige tilstand, og denne ekstra energitæthed virkede som en kosmologisk konstant, der fik ekspansionen til at forløbe eksponentielt med tiden, indtil Universet udviklede sig til den nye grundtilstand. Herunder omdannedes den "falske" energitæthed til en tæt gas af elementarpartikler. Situationen er i nogen grad analog med forsigtig frysning af et glas vand under 0 °C. Vandet kan underafkøles uden at fryse til is, men banker man på glasset, omdannes vandet til is, og der frigives en latent varme svarende til energiforskellen mellem tilstanden vand og tilstanden is. Ud over at føre til et fladt Univers kan inflationen bl.a. forklare dannelsen af de små tæthedsperturbationer, der langt senere udviklede sig til galakser m.m. De opstår nemlig ved rent mikroskopiske, kvantemekaniske fluktuationer, som så udvides til makroskopiske skalaer pga. den voldsomme ekspansion. At Universet består af stof snarere end antistof, menes også fastlagt omkring dette tidspunkt ved partikelfysiske processer.

t = 10-10 sekunder: den elektrosvage faseovergang. Temperaturen er 1015 K, partikelenergierne 100 GeV. Den elektrosvage vekselvirkning adskilles i den svage og den elektromagnetiske. Dette er det tidligste tidspunkt, hvor partikelenergierne er små nok til, at fysikken kan testes i jordiske laboratorier. Fx kan den elektrosvage vekselvirknings fundamentale partikler, W+, W- og Z0, dannes i acceleratorer ved kollision af partikler med energier omkring 100 GeV.

t = 10-4 sekunder: kvark-hadron-faseovergang. Temperatur 1012 K, energi 100 MeV. De hidtil frie kvarker bindes nu tre og tre i atomkernernes byggesten, neutroner og protoner.

t = 1 sekund: svag udfrysning. Temperatur 1010 K, energi 1 MeV. Gassen af elementarpartikler er nu så tynd og kold, at de svage vekselvirkninger ikke længere holder neutrinoerne i ligevægt med resten af partiklerne. Samtidig udfryses forholdet mellem neutron- og protonforekomsten på ca. 1 til 6.

t = 0,1-10 minutter: kernesyntese. Temperatur 109-108 K, energi 0,1-0,01 MeV. Neutron-proton-forholdet er faldet til ca. 1 til 7 pga. neutronhenfald. En række kernereaktioner fører til, at næsten alle neutroner sammen med et tilsvarende antal protoner danner 4He-kerner, mens de overskydende protoner forbliver som brintkerner. Forekomsten af hhv. helium og brint er derefter 25% og 75% af den samlede kernemasse. Endvidere dannes små mængder af 2H, 3He og 7Li (hhv. 10-4, 10-5 og 10-10 relativt til antallet af brintkerner), hvorimod alle tungere grundstoffer er opstået langt senere i Universets historie i forbindelse med stjerners energiproduktion (se grundstof (grundstofdannelse)). Den præcise produktion af de enkelte atomkerner afhænger følsomt af et antal kosmologiske parametre, først og fremmest Universets gennemsnitlige indhold af masse i baryonisk (atomar) form. Hvis og kun hvis atomer tilsammen udgør ca. 5% af den kritiske massetæthed i Universet i dag, er der overensstemmelse mellem de beregnede mængder af de lette atomkerner og de observerede mængder, korrigeret for den senere udvikling i grundstofforekomsterne. Denne overensstemmelse betragtes som en af de største triumfer for Big Bang-teorien, da der ikke er andre forklaringer på de observerede forekomster, men samtidig viser det, at størstedelen af det mørke stof, op til 30% af den kritiske massetæthed, må forklares af andet end atomer, fx massive elementarpartikler skabt i Universets tidligste barndom.

t = 300.000 år: atomdannelse. Temperatur 3000 K, energi 0,3 eV. Universet var på dette tidspunkt godt 1000 gange varmere end i dag, hvor den kosmiske baggrundsstråling har en temperatur på 2,726 K. Afstandene var tilsvarende en faktor 1000 mindre end nu svarende til tætheder 109 gange større. Op til dette tidspunkt indeholdt Universet et tæt plasma af atomkerner (navnlig brint), frie elektroner, fotoner (lyskvanter) i et antal af mere end 1 mia. per elektron og proton samt tre typer neutrinoer og antineutrinoer. Hertil skal formentlig tilføjes en ukendt type elementarpartikler i form af mørkt stof. Plasmaet var så tæt, at en foton kun kunne bevæge sig ganske kort uden at støde ind i en elektron og ændre bevægelsesretning. Ved en temperatur omkring 3000 K blev plasmaet imidlertid koldt nok til, at elektronerne kunne indfanges i baner omkring atomkernerne. Der dannedes elektrisk neutrale atomer. Fotonerne kunne herefter bevæge sig frit. Det er disse fotoner, der har bevæget sig frit gennem rummet i de 13-14 mia. år siden da, som i dag observeres som den kosmiske baggrundsstråling. Denne stråling kan således give information om forholdene i Universet ved atomdannelsen ca. 300.000 år efter Big Bang. Fx varierer strålingens temperatur en smule afhængigt af, om den stammer fra en del af den kosmiske urgas, som var lidt tættere eller lidt tyndere end gennemsnittet. Det er disse temperaturvariationer, som bl.a. er studeret fra COBE- og WMAP-satellitterne samt BOOMERANG-ballonen.

t = 1 mia. år: galaksedannelse. De små fluktuationer i massetæthed, der var til stede ved atomdannelsesepoken, ekspanderede ligesom resten af Universet, men pga. gravitationens tiltrækkende effekt udvidede de tætte gasskyer sig langsommere og langsommere, og efter ca. 1 mia. år havde gravitationen helt standset ekspansionen, der afløstes af hurtig sammentrækning under dannelse af galakser, galaksehobe og superhobe. Herefter er det kun rummet mellem galakser og galaksehobe, der udvider sig. Detaljerne i galaksedannelse er blandt de mindre velforståede dele af Big Bang-teorien, men at det i hovedtrækkene er foregået sådan, synes bl.a. bekræftet gennem observationer af de fjerneste (og dermed de yngste, da de udsendte det lys, vi observerer i dag) objekter i Universet.

t = 13-14 mia. år: nutid. Temperatur 2,726 K. Universets præcise alder i dag afhænger af den samlede massetæthed, herunder fordelingen på "almindelig" masse og den kosmologiske konstant, samt af Hubble-parameteren. Men en alder omkring 13,7 mia. år vil være i overensstemmelse med alle nuværende data samt med teoretiske modeller for alderen af de ældste stjerner.

t = ∞: fremtid. Hvis de data holder, som viser, at Universet er fladt, og at den kosmologiske konstant bidrager til en kosmisk acceleration, så vil Universet fortsætte sin ekspansion til evig tid. Hvor ekspansionen i dag foregår som en potensfunktion af tiden, vil den på lang sigt afløses af eksponentiel udvidelse som under inflationsepoken. I så fald bliver Universet et meget øde og trist sted at være om mange mia. år. Bortset fra de gravitationelt sammenknyttede galakser i vor lokale gruppe vil alle andre galakser til sidst bevæge sig så hurtigt væk fra os, at vi ikke vil kunne modtage lyset fra dem (rummet mellem galakserne vil udvide sig så hurtigt, at selv et lyssignal ikke kan overvinde den stigende afstand). Stjernerne i vor egen galakse vil opbruge deres kernebrændsel og blive til hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller, og til sidst vil alt køles ned til nær det absolutte nulpunkt, hvor kun kvantemekaniske fluktuationer med fx udsendelse af Hawkingstråling fra sorte huller forhindrer det totale mørke. Men også disse kilder vil til sidst brænde ud, og medmindre man forestiller sig yderst spekulative begivenheder som fx nye faseovergange eller andet, der kunne ændre forholdene radikalt, tyder meget på en mørk, tom fremtid.

Udestående problemer

Big Bang-teorien kan i grove træk redegøre for Universets udvikling fra brøkdele af et sekund efter Big Bang via nutiden til en fremtid med evig ekspansion. Baggrundsstrålingen, forekomsten af de lette grundstoffer, Universets alder, observationer af de tidligste galakser samt en række andre data tyder på, at teorien i det store og hele må være rigtig. Ingen alternative teorier kan i tilnærmelsesvis samme detalje redegøre for observationerne. Sådan har det ikke altid været (fx var steady state-teorien et troværdigt alternativ i 1950'erne), og det betyder da heller ikke, at teorien redegør for alle detaljer. En række spørgsmål står åbne og beskæftiger astronomer og fysikere i de kommende år såsom: Hvad er det mørke stof? Hvordan foregår galaksedannelsen i detaljer? Er der en kosmologisk konstant, og hvorfor har den i givet fald den målte værdi? (de foretrukne værdier fra den teoretiske partikelfysik er enten nul eller en absurd høj værdi). Hvad skete der i de allerførste brøkdele af et sekund af Universets eksistens? Og ultimativt (men næppe nogensinde testbart ad fysisk/astronomisk vej og derfor mest af filosofisk interesse): Kan man forestille sig, at "Universet" i virkeligheden ikke blot er ét Univers, men mange realisationer af den samme kvantemekaniske bølgefunktion, måske endda med forskellige fysiske naturkonstanter i forskellige dele, hvor vi så befinder os i en af dem, der tillader liv, som vi kender det? At Universet har netop de egenskaber, der tillader udvikling af intelligent liv, som så kan udforske Universets egenskaber, lægger ifølge det antropiske princip visse bånd på de mulige værdier af fysiske og kosmologiske parametre og fortolkes af nogle som en forklaring på, at Universet ser ud, som det gør.

Det er klart, at jo mere fundamentale spørgsmål, vi stiller om Universet, jo mere flydende bliver grænsen mellem naturvidenskab og filosofi. Men de seneste årtiers hastige udvikling i forskningen har vist, at denne grænse hele tiden flytter sig, og vor viden om Universets opbygning og udvikling vokser i disse år dramatisk. Nye kosmologiske observationer fra satellitter, balloner og jordbaserede observatorier, planlagte elementarpartikelfysiske eksperimenter samt en række teoretiske projekter vil med sikkerhed føre til, at vor forståelse af Universet også i de kommende år vil øges væsentligt.

 

Find bøger

   
   Find Lydbøger
hos Storytel
   Find bøger
bogpriser.dk
   Studiebøger
pensum.dk
   Læs e-bøger
hos Ready

 

© Dette billede må du ...

Universet. Ballonobservatoriet BOOMERANG, der blev opsendt fra Antarktis 29.12.1998 til en højde på 37 km, målte gennem ti dage med stor præcision den kosmiske baggrundsstråling fra ca. 2,5% af himlen. Øverst ses BOOMERANGs måling af de små afvigelser af strålingstemperaturen fra dens gennemsnit, nederst sammenlignes med tre computersimulationer af hhv. et lukket, et fladt og et åbent Univers. Resultaterne viser, at Universet må være meget tæt på at være fuldstændig fladt.

© Dette billede må du ...

Universet. Den del af Universet, der er synlig fra Jorden. Vi kan se tilbage til 300.000 år efter Big Bang, hvor fotoner (lyspartikler) først kunne udbrede sig frit; disse fotoner ses i dag som den kosmiske baggrundsstråling (vist i rødt og blåt). Størrelsesforhold og afstande på tegningen er stærkt overdrevne.

Viser 2 af 2 billeder

Filer

FilTilføjet af 
[+319004483.801.svg (666.54 kB)

Universet. Den del af Universet, der er synlig fra Jorden. Vi kan se tilbage til 300.000 år efter Big Bang, hvor fotoner (lyspartikler) først kunne udbrede sig frit; disse fotoner ses i dag som den kosmiske baggrundsstråling (vist i rødt og blåt). Størrelsesforhold og afstande på tegningen er stærkt overdrevne.

Admin

05/02/2009

[+510705.801.svg (121.08 kB)

Universet. Ballonobservatoriet BOOMERANG, der blev opsendt fra Antarktis 29.12.1998 til en højde på 37 km, målte gennem ti dage med stor præcision den kosmiske baggrundsstråling fra ca. 2,5% af himlen. Øverst ses BOOMERANGs måling af de små afvigelser af strålingstemperaturen fra dens gennemsnit, nederst sammenlignes med tre computersimulationer af hhv. et lukket, et fladt og et åbent Univers. Resultaterne viser, at Universet må være meget tæt på at være fuldstændig fladt.

Admin

05/02/2009

Nyhedsbrev

Om artiklen

Seneste forfatter
Redaktionen
24/06/2014
Oprindelig forfatter
JMad
02/02/2009

© Gyldendal 2009-2014 - Powered by MindTouch Deki