Big bang

Big bang er en Vitenskapelig teori som forklarer utviklingen av universet vårt fra ca. 13,8 milliarder år siden fram til i dag. Teorien sier at universet var enormt tett og energirikt helt i begynnelsen (ved tiden t=0), og at det har utvidet seg hele tiden siden dette. Vi kan ikke vite at universet var så lite helt i begynnelsen, men vi kan gjøre antakelser om utviklingen fra tiden t=10−43s etter big bang (dette tilsvarer en Plancktid)

Vi kan ikke si så mye om selve big bang, siden det ville krevd en fungerende teori for kvantegravitasjon som kan utkonkurrere teoriene om Generell relativitetsteori og Kvantemekanikk. Vi vet likevel at alle de fire kreftene i universet må ha vært samlet, og ved hjelp av big bang teorien kan vi forklare store deler av universets utvikling.

Big bang teorien er en av de mest gjennomtestede teoriene i verdenshistorien. Vi skal i naturfag se på tre observasjoner som støtter teorien:

  1. Universets utvidelse
  2. Bakgrunnsstrålingen
  3. Fordelingen av grunnstoffer i Universet
Big bang som smell fra infitesimalt lite punkt

Big bang var ikke et smell. Selve navnet Big bang ble gitt til teorien av kritikere som mente at den var fullstendig tullete.

Vi vet heller ikke om universet var infitesimalt lite, altså at det var samlet i en singularitet, eller universet hadde størrelse og big bang bare skjedde overalt samtidig.

Tidslinje

Inflasjon

I denne perioden utvidet tidrommet seg fortere enn lysets hastighet. Universet utvider seg omtrent 1026[1] ganger i alle retninger. Vi vet ikke hvor stort universet var etterpå, men det var i hvert fall fremdeles ekstremt mye mindre enn i dag (kanskje på størrelse med en rosin, appelsin eller et tankskip??). To partikler som påvirket hverandre før inflasjonen vil ikke ha mulighet til å påvirke hverandre etter inflasjonen siden informasjon ikke kan overføres med høyere hastighet enn c.

Tyngre atomkjerner dannes

Ved tiden t=10−6s ble det dannet protoner og nøytroner. Siden et enkelt proton også er atomkjernen til hydrogen-1 (A11A2121H) så fikk vi altså også våre første atomkjerner på dette tidspunktet.

Etter hvert som universet kjølte seg ned så ble det dannet tyngre grunnstoffer. Fra omtrent 10 s fram til omtrent 20 minutter etter big bang var universet kaldt nok til at deuterium (hydrogen med et proton og et nøytron, A12A2122H) kunne eksistere, samtidig som det var varmt nok til at hydrogen kunne fusjonere til helium og lithium. Dette var altså de første atomkjernene som var tyngre enn hydrogen, men det skulle ta veldig lang tid før de tyngre grunnstoffene våre ble laget. Vi tror at de fleste grunnstoffer som er jern eller tyngre er blitt skapt i supernovaer når andre stjerner har avsluttet sine liv.

Elektroner binder seg til atomkjernene

Etter 380 000 år (nyere estimater sier 375 000 ± 3 000 år) så var temperaturen i universet ganske nøyaktig 3000 K. Det vil si at universet var tilstrekkelig avkjølt til at elektroner kunne binde seg til atomkjerner. Vi fikk altså de første atomene i universet! Dette gjorde også at fotoner (Elektromagnetisk stråling) kunne begynne å spre seg (tidligere hadde universet vært for varmt og tett til at dette var mulig[2]). All strålingen som var «fanget» slapp nå fri og ble sendt ut som infrarød stråling til et objekt med temperatur 3000 K. Det er denne strålingen vi kaller for Kosmisk bakgrunnsstråling.

Observasjoner som støtter Big bang-teorien

Universets utvidelse

I 1929 observerte Edwin Hubble at de fleste galakser er på vei bort fra oss, og at farten til galaksen ser ut til å være avhengig av avstanden vår til galaksen. Galakser som er lengre borte ser ut til å bevege seg fortere bort fra oss.

Hubble-Lemaîtres lov

Universet har utvidet seg helt siden Big bang. På grunn av denne utvidelsen, beveger galaksene seg vekk fra oss med en hastighet proporsjonal med avstanden. Dette gjelder først og fremst for galakser langt unna.

Farten til galaksen er H0 (Hubblekonstanten) multiplisert med avstanden til galaksen d.

v=H0⋅d,H0≈70km/s/Mpc

Vi bruker enhetene km/s for fart og megaparsec for avstand. Det gjør at Hubblekonstanten får enheten km/s/Mpc.

Bakgrunn

Loven er oppkalt etter George Lemaître, en belgisk katolsk prest og kosmolog, og Edwin Hubble, en amerikansk forsker.

Lemaître foreslo i en artikkel i 1927 at det var selve rommet som utvidet seg, og at dette var årsaken til at vi observerte rødforskyvning for fjerne galakser.

Hubble observerte 20 galakser og fant ut at avstanden fra jorda til galaksene var tilnærmet proporsjonal med rødforskyvningen (og dermed også farten) til galaksene, se figuren under. Galaksene som Hubble observerte er relativt nærme jorden, og det er derfor slik at rommet mellom oss og galaksene ikke har fått mulighet til å utvide seg så mye. Derfor var galaksene Hubble undersøkte egentlig ikke så godt egnet til å beregne den egentlige Hubbleparameteren. Dessuten var flere av målingene av rødforskyvning unøyaktige. Hubble beregnet derfor Hubbleparameteren til H0≈500, en verdi som er omtrent 7 ganger høyere enn dagens aksepterte verdi for H0.

hubbles-observations.png

[[hubble.svg]]

Hubblekonstanten

Hubblekonstanten, H0 beskriver hvor fort universet utvider seg. Siden universets utvidelse har foregått i ulikt tempo (akkurat nå ser utvidelsen ut til akselerere), så må Hubbelekonstanten ha hatt ulike verdier gjennom universets historie. Vi bruker derfor heller navnet Hubbleparameteren H(t) på verdier av Hubbleparameteren i fortiden og framtiden. Nåværende beregninger av Hubblekonstanten gir en verdi rundt 70 km/s/Mpc. Ved tiden 13,8 mrd år så får vi altså
H(13.8)=H0≈70(km/s)/Mpc

hubble-planck-observations.png

Den nåværende beregningen av Hubblekonstanten

Kosmisk bakgrunnsstråling

Kosmisk bakgrunnsstråling

Elektroner binder seg til atomkjernene

Etter 380 000 år (nyere estimater sier 375 000 ± 3 000 år) så var temperaturen i universet ganske nøyaktig 3000 K. Det vil si at universet var tilstrekkelig avkjølt til at elektroner kunne binde seg til atomkjerner. Vi fikk altså de første atomene i universet! Dette gjorde også at fotoner (Elektromagnetisk stråling) kunne begynne å spre seg (tidligere hadde universet vært for varmt og tett til at dette var mulig[2:1]). All strålingen som var «fanget» slapp nå fri og ble sendt ut som infrarød stråling til et objekt med temperatur 3000 K. Det er denne strålingen vi kaller for Kosmisk bakgrunnsstråling.

Den kosmiske bakgrunnsstrålingen er den eldste strålingen vi har oppdaget. Ifølge big bang teorien vil universet på et tidspunkt være tilstrekkelig kaldt til å sende ut stråling som et svart legeme. Vi har beregnet at dette tidspunktet var 380 000 år etter big bang.

380 000 år etter big bang var universet omtrent 3000 K, og bølgelengden til et sort legeme med den temperaturen er omtrent 1000 nanometer eller 0,001 mm. Etter hvert som universet har utvidet seg har bølgelengdene til denne bakgrunnsstrålingen blitt lengre. Vi kan observere bakgrunnsstrålingen fremdeles, men nå er bølgelengden omtrent 1,063 mm, universet har altså utvidet seg 1000–1100 ganger siden den kosmiske bakgrunnstrålingen oppstod. Disse bølgelengdene tilsvarer en temperatur på 2,7 K (det er ganske nærme det Absolutte nullpunkt ved 0 K). Dette er bølgelengder som tilhører Mikrobølger, på engelsk kalles denne bakgrunnsstrålingen derfor Cosmic microwave background.

Bilde av den kosmiske bakgrunnsstrålingen

Cosmic Microwave Background. Kilde: ESA og The Planck Collaboration
Bildet viser et kart over temperaturen på bakgrunnsstrålingen i verdensrommet. Det er ørsmå forskjeller i temperaturen (røde områder er 1/10000 grad varmere enn blå områder). Figurkilde: ESA og The Planck Collaboration.

Siden strålingen passer perfekt med strålingen fra et svart legeme med temperatur 2,7 K kan vi fastslå at universet må ha kommet fra et område som var svært tett og varmt og derfor ugjennomtrengelig for elektromagnetisk stråling.

Det er ørsmå forskjeller i den kosmiske bakgrunnsstrålingen. I de områdene hvor det strålingen har litt høyere frekvens (varmere svart legeme-stråling) så har universet vært bittelitt tettere. Det har vært flere hydrogenatomer her, og tyngdekraften har ført til at flere og flere atomer går sammen. Det er i disse områdene at det danner seg galakser.

Finn ut

Hvordan har man funnet alderen på universet ved hjelp av CMB?

Planck vorspiel av Astronytt UiO 2013

https://en.m.wikipedia.org/wiki/Big_Bang#Cosmic_microwave_background_radiation

Fordelingen av grunnstoffer i Universet

Vi observerer følgende fordeling av grunnstoffer i universet. Dette stemmer perfekt med hva Big bang modeller har forutsagt at universet består av.

Danningen av grunnstoffer

Les mer om big bangs forutsigelser hos Wikipedia

Universet

  1. Læreboka Naturfag 5 påstår at utvidelsen er en faktor 1043, men jeg forholder meg til Wikipedia akkurat her. ↩︎

  2. tidligere var det så varmt og tett at reaksjonen hvor protoner og elektroner slår seg sammen til hydrogen ville gått i begge retninger, pA++eA−↽−−⇀H+γ. Fotonene ville bare kollidert i elektroner og slått dem løs fra hydrogenatomene igjen ↩︎ ↩︎