Rymden
Universums historia – universums 4 största förändringar
Publicerad 5 mars 2012
Universums historia sammanfattas här genom en närmare titt på universums fyra största förändringar, i kronologisk ordning.
Universum är väldigt föränderligt, även om förändringarna går långsamt. Det som tycks vara en konstant stjärnhimmel är allt annat än just detta. De stora förändringarna i universum sker också bara en gång, vilket betyder att det tillstånd vårt universum har just nu är unikt. Men hur har universum blivit sådant det är idag, fullt av stjärnor och galaxer? Här är de fyra största förändringarna som universum gått igenom.
Källan till denna artikel är en onlinekurs av Mark Whittle, astronomiprofessor på University of Virginia.
Universum är väldigt föränderligt, även om förändringarna går långsamt. Det som tycks vara en konstant stjärnhimmel är allt annat än just detta. De stora förändringarna i universum sker också bara en gång, vilket betyder att det tillstånd vårt universum har just nu är unikt. Men hur har universum blivit sådant det är idag, fullt av stjärnor och galaxer? Här är de fyra största förändringarna som universum gått igenom.
Källan till denna artikel är en onlinekurs av Mark Whittle, astronomiprofessor på University of Virginia.
4. Big Bang
Vårt universum uppstod för 13,7±0,1 miljarder år sedan genom en hastig och kraftig expansion, kallad Big Bang. Big Bang var inte någon form av expanderande materia i ett redan befintligt rum, likt en dynamitexplosion, utan det var själva rummet som expanderade. Tillsammans med rummet uppstod även tiden, eftersom rum och tid är sammanlänkande i vad som kallas rumtiden. Eftersom rumtiden uppstod i och med Big Bang är frågor som "vad finns utanför universum?” och ”vad fanns innan Big Bang?” svåra att svara på. Rum och tid är fenomen som vi just nu bara känner till i vårt nuvarande universum.
Inuti och förbundet med det nybildade rummet fanns även en ofantlig mängd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en oändligt massiv och het punkt – en så kallad singularitet.
Universums ålder har man räknat ut med flera oberoende metoder. En metod är att mäta hur snabbt galaxer rör sig bort från oss och räkna baklänges på när alla var ”här”. En annan metod involverar att mäta åldern på stjärnkluster, och där man aldrig hittat några stjärnor som är äldre än 13,7 miljarder år.
Universum var i början väldigt litet och allt var oerhört tätt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan då, men i ett mindre område. Detta gjorde att det var oerhört varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda större partiklar såsom atomkärnor. När expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde då börja hållas ihop.
Varför Big Bang över huvud taget skedde vet man inte. Men när expansionen väl började fortsatte den. När rummet i sig väger något faller det utåt, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i vägen för detta ”fall” fortsätter det bara. Universums volym tros ha ökat med en faktor av minst 1078 mellan 10-36 och 10-32 s efter Big Bang. Detta kan liknas vid om ett litet mynt på 1 cm i diameter plötsligt växte till att bli tio miljoner gånger bredare än Vintergatan. Detta kan tyckas gå emot relativitetsteorins grund om att inget kan röra sig snabbare än ljuset, men detta gäller inte rummet självt. Denna snabba expansion slutade dock plötsligt på grund av okända anledningar.
Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket lägre hastighet. Universums expansion forsätter än idag och kommer troligtvis fortsätta så länge universum existerar.
Inuti och förbundet med det nybildade rummet fanns även en ofantlig mängd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en oändligt massiv och het punkt – en så kallad singularitet.
Universums ålder har man räknat ut med flera oberoende metoder. En metod är att mäta hur snabbt galaxer rör sig bort från oss och räkna baklänges på när alla var ”här”. En annan metod involverar att mäta åldern på stjärnkluster, och där man aldrig hittat några stjärnor som är äldre än 13,7 miljarder år.
Annons
Annons
Universum var i början väldigt litet och allt var oerhört tätt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan då, men i ett mindre område. Detta gjorde att det var oerhört varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda större partiklar såsom atomkärnor. När expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde då börja hållas ihop.
Varför Big Bang över huvud taget skedde vet man inte. Men när expansionen väl började fortsatte den. När rummet i sig väger något faller det utåt, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i vägen för detta ”fall” fortsätter det bara. Universums volym tros ha ökat med en faktor av minst 1078 mellan 10-36 och 10-32 s efter Big Bang. Detta kan liknas vid om ett litet mynt på 1 cm i diameter plötsligt växte till att bli tio miljoner gånger bredare än Vintergatan. Detta kan tyckas gå emot relativitetsteorins grund om att inget kan röra sig snabbare än ljuset, men detta gäller inte rummet självt. Denna snabba expansion slutade dock plötsligt på grund av okända anledningar.
Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket lägre hastighet. Universums expansion forsätter än idag och kommer troligtvis fortsätta så länge universum existerar.
3. Rekombinationen
Under de första 10 s efter Big Bang skedde många komplicerade förändringar som vi inte går närmare in på här. Men därefter, 10 s efter Big Bang och fram till 380 000 år efter Big Bang, var förhållandena någorlunda stabila och den så kallade fotonepoken varade. Epoken kallas så eftersom universum dominerades av fotoner, vilka även kallas ljuspartiklar.
Under de första minuterna av fotonepoken bildades atomkärnor tyngre än väte (vätekärnor, alltså protoner, fanns redan). Förhållandena i hela universum var här liknande de i dagens stjärnkärnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomkärnor heliumkärnor, och ungefär resten vätekärnor. En liten, liten andel atomkärnor av deuterium, litium och beryllium bildades också. Sedan avstannade atomkärneproduktionen i stort sett.
Därefter fanns i universum en gas av atomkärnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket innebär att elektronerna var ej bundna till atomkärnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde på att det fortfarande var för varmt för detta. Men även om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och när det händer bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (främst) och energin spreds jämnt mellan dem alla. Alla partiklar var i så kallad termodynamisk jämvikt. Detta är ett lätt tillstånd att beskriva fysikaliskt, så universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. Tätheten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard gånger större än nu eftersom universum var en miljard gånger mindre. Detta innebär att det fanns cirka 410 miljarder fotoner per cm3 och 250 protoner per cm3 (mot dagens 410 fotoner per cm3 och en proton per 4 m3. Denna foton-protonratio på 1 600 000 000:1 sattes under första sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man räknar på fotonernas massa, alltså om man räknar om deras energi till massa enligt E = mc2, var deras densitet i slutet av epoken 200 gånger större än bly. Men trycket i gasen runt 380 000 år efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i vår atmosfär.
Gasen nämns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska mått mätt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosfär, och redan efter 10 år hade universum expanderat så pass att dess densitet var lägre än det bästa vakuum människan lyckats åstadkomma.
Temperaturen i gasen i universum var 380 000 år efter Big Bang cirka 3 000 °C. Dock skulle man inte bränna sig av gasen, eftersom den var för tunn. Man skulle knappt känna den. Temperaturen på 3 000 °C är ett mått på fördelningen av hastigheten på rörelserna hos de ingående partiklarna, inte mer än så. Och eftersom det var så långt mellan partiklarna skulle de inte kunna bränna en människa. Men däremot skulle ljuset döda en! Den ofantliga strålningen av fotoner skulle omedelbart förgöra en.
Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som nämnts ovan, inte var fria att röra sig någon längre sträcka utan att interagera med främst elektroner, och till liten del protoner. Det kan jämföras med dimma i atmosfären, vilken beror på att fotonernas väg kröks vid passagen av gränsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte särskilt tät med jordiska mått mätt, endast några tusen elektroner per cm3 fanns. Detta gjorde att universum var ganska transparent (genomskinligt) ändå. Vid 100 000 år efter Big Bang kunde man se 500 ljusår långt (1 s efter Big Bang var det dock så tät dimma att man inte hade kunnat se handen framför ansiktet). Men transparens i kosmologin innebär att man kan se ändå till ”horisonten”, det vill säga ända till gränsen av det synliga universum, och 100 000 år efter Big Bang var 500 ljusår endast 1 % av detta avstånd. Men universum blev långsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock dröjt 45 miljoner år tills man hade kunnat se ända till horisonten. Men vad som hände var rekombinationen.
Ungefär 380 000 år efter Big Bang och när universum var cirka 3 000 °C varmt bildades de första hela atomerna. Då var universum äntligen så svalt att de negativt laddade elektronerna nu tilläts att attraheras till de positivt laddade atomkärnorna. De rekombinerades med varandra. När elektronerna ”föll” till lägre energinivåer i omloppsbanor runt atomkärnor gav de av fotoner, som passerade obehindrat genom de nu existerande neutrala atomerna. Universum blev under 80 000 år, den tid rekombinationen tog, transparent. Det ljus som nu spred sig genom universum, för den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden för en trolig färg). Alltså, hade man varit i universum då, hade man kunnat se ända till gränsen av det synliga universum, och där hade det lyst starkt oranget.
Under de närmaste sex miljoner åren förändrades färgen på ljuset i universum från oranget till allt mörkare rött och slutligen till att bli osynligt infrarött ljus. Universum var nu mörkt. Men så skulle det inte bli för evigt.
Under de första minuterna av fotonepoken bildades atomkärnor tyngre än väte (vätekärnor, alltså protoner, fanns redan). Förhållandena i hela universum var här liknande de i dagens stjärnkärnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomkärnor heliumkärnor, och ungefär resten vätekärnor. En liten, liten andel atomkärnor av deuterium, litium och beryllium bildades också. Sedan avstannade atomkärneproduktionen i stort sett.
Därefter fanns i universum en gas av atomkärnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket innebär att elektronerna var ej bundna till atomkärnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde på att det fortfarande var för varmt för detta. Men även om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och när det händer bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (främst) och energin spreds jämnt mellan dem alla. Alla partiklar var i så kallad termodynamisk jämvikt. Detta är ett lätt tillstånd att beskriva fysikaliskt, så universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. Tätheten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard gånger större än nu eftersom universum var en miljard gånger mindre. Detta innebär att det fanns cirka 410 miljarder fotoner per cm3 och 250 protoner per cm3 (mot dagens 410 fotoner per cm3 och en proton per 4 m3. Denna foton-protonratio på 1 600 000 000:1 sattes under första sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man räknar på fotonernas massa, alltså om man räknar om deras energi till massa enligt E = mc2, var deras densitet i slutet av epoken 200 gånger större än bly. Men trycket i gasen runt 380 000 år efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i vår atmosfär.
Gasen nämns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska mått mätt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosfär, och redan efter 10 år hade universum expanderat så pass att dess densitet var lägre än det bästa vakuum människan lyckats åstadkomma.
Annons
Annons
Temperaturen i gasen i universum var 380 000 år efter Big Bang cirka 3 000 °C. Dock skulle man inte bränna sig av gasen, eftersom den var för tunn. Man skulle knappt känna den. Temperaturen på 3 000 °C är ett mått på fördelningen av hastigheten på rörelserna hos de ingående partiklarna, inte mer än så. Och eftersom det var så långt mellan partiklarna skulle de inte kunna bränna en människa. Men däremot skulle ljuset döda en! Den ofantliga strålningen av fotoner skulle omedelbart förgöra en.
Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som nämnts ovan, inte var fria att röra sig någon längre sträcka utan att interagera med främst elektroner, och till liten del protoner. Det kan jämföras med dimma i atmosfären, vilken beror på att fotonernas väg kröks vid passagen av gränsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte särskilt tät med jordiska mått mätt, endast några tusen elektroner per cm3 fanns. Detta gjorde att universum var ganska transparent (genomskinligt) ändå. Vid 100 000 år efter Big Bang kunde man se 500 ljusår långt (1 s efter Big Bang var det dock så tät dimma att man inte hade kunnat se handen framför ansiktet). Men transparens i kosmologin innebär att man kan se ändå till ”horisonten”, det vill säga ända till gränsen av det synliga universum, och 100 000 år efter Big Bang var 500 ljusår endast 1 % av detta avstånd. Men universum blev långsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock dröjt 45 miljoner år tills man hade kunnat se ända till horisonten. Men vad som hände var rekombinationen.
Ungefär 380 000 år efter Big Bang och när universum var cirka 3 000 °C varmt bildades de första hela atomerna. Då var universum äntligen så svalt att de negativt laddade elektronerna nu tilläts att attraheras till de positivt laddade atomkärnorna. De rekombinerades med varandra. När elektronerna ”föll” till lägre energinivåer i omloppsbanor runt atomkärnor gav de av fotoner, som passerade obehindrat genom de nu existerande neutrala atomerna. Universum blev under 80 000 år, den tid rekombinationen tog, transparent. Det ljus som nu spred sig genom universum, för den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden för en trolig färg). Alltså, hade man varit i universum då, hade man kunnat se ända till gränsen av det synliga universum, och där hade det lyst starkt oranget.
Under de närmaste sex miljoner åren förändrades färgen på ljuset i universum från oranget till allt mörkare rött och slutligen till att bli osynligt infrarött ljus. Universum var nu mörkt. Men så skulle det inte bli för evigt.
2. De första stjärnorna
I universum finns mörk materia och baryonisk materia. Mörk materia vet man inte vad är för något, men det kan påvisas genom sin massa. Baryonisk materia är i huvudsak atomer eller atomers beståndsdelar, alltså "vanlig materia". Både mörk materia och baryonisk materia var efter rekombinationen lite ojämnt fördelat i universum, men olika mycket. Vid 380 000 år efter Big Bang hade mörk materia en variation i densitet på 1 % mellan olika områden, medan baryonisk materia hade en variation på endast 0,01 %. Anledningen till att mörk materia kunde klumpa sig (eller kollapsa, som man säger) mer under denna period är att partiklarna som utgör mörk materia (vilka de nu är) inte kan kollidera och trycka bort varandra. Så mörk materia hade, trots universums snabba expansion, börjat fördela sig något ojämnt redan innan rekombinationen. En klumpning av den baryoniska materian började först ske vid rekombinationen, och vid 15 miljoner år efter Big Bang var densitetvariationen lika stor mellan mörk och baryonisk materia.
Under tiden efter rekombinationen klumpades den mörka materian allt mer. När mörk materia klumpar sig faller alla partiklar in mot varandra, men sedan passerar de varandra (de kan ju inte kollidera med varandra), åker ut igen, in igen, och så vidare. Därför kommer mörk materia inte packas lika tätt som baryonisk materia. Men till slut har den mörka materian packats så mycket det går. Resultatet blir en "mini-halo" med cirka hälften så stor diameter, och cirka åtta gånger så liten volym, som det ursprungliga området med mörk materia som började klumpa sig. Denna klumpning av mini-halos plus universums expansion gav en densitetskillnad på totalt 200 gånger högre densitet i de tätaste områdena jämfört med de glesaste.
Medan mini-halos bildades klumpade sig även baryonisk materia mer och mer, dels på grund av sin egen gravitation, dels på grund av att den drogs till den mörka materian. Till slut blev den så tät att väteatomer trycktes ihop till heliumatomer samtidigt som de sände ut ljus och värme. Det ”tändes” stjärnor, en i varje mini-halo. De första stjärnorna tändes mellan 0,2 och 0,3 miljarder år efter Big Bang.
För att stjärnor ska bildas behövs både mörk och baryonisk materia. Mörk materia klumpar sig ”halvdant” till en sorts livmoder inom vilken baryonisk materia sedan klumpas ihop till stjärnor. Baryonisk materia skulle troligtvis aldrig kunna klumpa ihop sig självt till stjärnor, utan behöver den mörka materians gravitationsfält. Utan mörk materia skulle densitetvariationen i universum bara vara 10 % av vad den är idag. Att mörk materia kunde börja klumpa sig märkbart redan före rekombinationen har stor betydelse på universums kraftiga klumpning idag.
I det unga universum skedde klumpningar av materia snabbare än idag. Klumpningshastigheten, från att materia slutar spridas ut tills att det tänds till en stjärna, är ungefär lika lång som åldern på universum. Exempelvis: 0,1 miljarder år efter Big Bang har materian i ett område expanderat i 0,1 miljarder år, stannar upp, och klumpar ihop sig under 0,1 miljarder år. Denna snabba klumpning i det tidiga universum berodde dels på att universums densitet var högre (starkare gravitation överallt) och dels på att allt redan var närmare varandra.
Dessa klumpar av mörk materia som bildades under denna tid kallas mini-halos jämfört med de stora halos av mörk materia som idag finns runt galaxer. En mini-halo var några få tusen ljusår i diameter, innehöll cirka 1 miljon solmassor av mörk materia, 100 000 solmassor av atomer (väte- och heliumgas), hade totalt cirka en miljondel av massan som Vintergatan har, och hade en ensam stjärna i centrum. De kallas ibland även mikrogalaxer. Ett typiskt avstånd mellan två av dessa stjärnor var hela 10 000 ljusår.
Dessa första stjärnor, eller något annat från denna tid, har ej observerats än eftersom ljuset från dem är för svagt för dagens teknik. Vad man tror sig veta från denna tid är baserat på observationer från fysikaliska experiment och datormodeller.
Dessa första stjärnor var mycket annorlunda mot de stjärnor som finns i dagens universum. De bestod i stort sett bara av väte och helium (endast mycket, mycket lite deuterium, litium och beryllium). Dagens stjärnor består i regel av 1 till 2 % tyngre grundämnen, vilket gör stor skillnad. Framför allt kan sådan gas svalna mer, då de större atomernas elektroner lättare störs och är med och bildar fotoner som bär iväg energi. I dagens universum är en stjärnframkallande gas ofta -263 °C, men en gas av endast väte och helium kan aldrig bli kallare än -23 °C. Varmare gas har högre tryck, därför måste mer gas samlas för att gravitationen ska bli tillräckligt stor för att vätekärnor ska börja tryckas ihop (fusera) till heliumkärnor. Därför var de första stjärnorna stora, troligtvis några hundra gånger massivare än solen. I dagens universum har de flesta stjärnor en massa som solen eller mindre. Endast några få har mer än 60 gånger solens massa.
Stora stjärnor strålar kraftigt och förbrukar sitt bränsle snabbt. Detta eftersom det i centrum, där kärnreaktionerna sker, blir högt tryck och därmed hög temperatur. De var förmodligen runt en miljon gånger ljusare än solen. Skulle jorden cirkulera runt en sådan stjärna skulle hela biosfären börja brinna på någon sekund. Stjärnan skulle vara stor som en knytnäve på rak arm på himlen.
På stjärnornas yta var det cirka 100 000 °C, vilket är cirka 20 gånger varmare än de flesta stjärnor idag. Med så varm yta blir mycket av strålningen ultraviolett ljus. För våra ögon skulle dessa stjärnor vara blåvita (se bilden). Ultraviolett ljus är mycket destruktivt för atomer eftersom det slår bort elektroner från dem, alltså joniserar dem. Detta gjorde att gasen runt en stjärna, och mycket av gasen i universum på denna tid, joniserades. Denna tid kallas återjoniseringen, och varade cirka 0,15-1 miljard år efter Big Bang. Detta gjorde att de första stjärnorna var ensamvargar, eftersom inga andra stjärnor kunde bildas av den joniserade gasen runt omkring dem. Därför var det endast en stjärna i varje mini-halo. Detta skiljer sig från idag, där stjärnor föds i 100- eller 1000-tal från samma nebulosa (dock sprider de oftast ut sig med tiden, på grund av rotationen från sin galax, tror man) och är samlade i galaxer.
Stjärnor fuserar väte till helium och tyngre ämnen i deras kärnor (vilka tyngre ämnen beror främst på stjärnans massa). De första stjärnorna hade förbrukat allt sitt väte redan efter cirka 1 miljon år. Snart därefter exploderade de i supernovor. Den efterföljande nebulosan (molnet) av stjärnstoff från varje stjärna tros ha innehållit runt 100 solmassor grundämnen tyngre än väte och helium. Dessa ämnen spreds nu flera tusen ljusår i varje riktning och blandades med omgivande väte- och heliumgas. När 100 solmassor tyngre ämnen blandas med 100 000 solmassor väte och helium blir det 0,1 % ”föroreningar” av tyngre ämnen i rymden. Detta kan låta som lite men är det inte. En dålig dag är det exempelvis 0,000 1 % smog i luften. Hade det varit 0,1 % smog hade man knappt kunnat se handen framför ansiktet. Hur som helst, nu kunde gasen i universum svalna mer och kommande generationer stjärnor var därför mindre.
Under tiden efter rekombinationen klumpades den mörka materian allt mer. När mörk materia klumpar sig faller alla partiklar in mot varandra, men sedan passerar de varandra (de kan ju inte kollidera med varandra), åker ut igen, in igen, och så vidare. Därför kommer mörk materia inte packas lika tätt som baryonisk materia. Men till slut har den mörka materian packats så mycket det går. Resultatet blir en "mini-halo" med cirka hälften så stor diameter, och cirka åtta gånger så liten volym, som det ursprungliga området med mörk materia som började klumpa sig. Denna klumpning av mini-halos plus universums expansion gav en densitetskillnad på totalt 200 gånger högre densitet i de tätaste områdena jämfört med de glesaste.
Medan mini-halos bildades klumpade sig även baryonisk materia mer och mer, dels på grund av sin egen gravitation, dels på grund av att den drogs till den mörka materian. Till slut blev den så tät att väteatomer trycktes ihop till heliumatomer samtidigt som de sände ut ljus och värme. Det ”tändes” stjärnor, en i varje mini-halo. De första stjärnorna tändes mellan 0,2 och 0,3 miljarder år efter Big Bang.
För att stjärnor ska bildas behövs både mörk och baryonisk materia. Mörk materia klumpar sig ”halvdant” till en sorts livmoder inom vilken baryonisk materia sedan klumpas ihop till stjärnor. Baryonisk materia skulle troligtvis aldrig kunna klumpa ihop sig självt till stjärnor, utan behöver den mörka materians gravitationsfält. Utan mörk materia skulle densitetvariationen i universum bara vara 10 % av vad den är idag. Att mörk materia kunde börja klumpa sig märkbart redan före rekombinationen har stor betydelse på universums kraftiga klumpning idag.
I det unga universum skedde klumpningar av materia snabbare än idag. Klumpningshastigheten, från att materia slutar spridas ut tills att det tänds till en stjärna, är ungefär lika lång som åldern på universum. Exempelvis: 0,1 miljarder år efter Big Bang har materian i ett område expanderat i 0,1 miljarder år, stannar upp, och klumpar ihop sig under 0,1 miljarder år. Denna snabba klumpning i det tidiga universum berodde dels på att universums densitet var högre (starkare gravitation överallt) och dels på att allt redan var närmare varandra.
Annons
Annons
Dessa klumpar av mörk materia som bildades under denna tid kallas mini-halos jämfört med de stora halos av mörk materia som idag finns runt galaxer. En mini-halo var några få tusen ljusår i diameter, innehöll cirka 1 miljon solmassor av mörk materia, 100 000 solmassor av atomer (väte- och heliumgas), hade totalt cirka en miljondel av massan som Vintergatan har, och hade en ensam stjärna i centrum. De kallas ibland även mikrogalaxer. Ett typiskt avstånd mellan två av dessa stjärnor var hela 10 000 ljusår.
Dessa första stjärnor, eller något annat från denna tid, har ej observerats än eftersom ljuset från dem är för svagt för dagens teknik. Vad man tror sig veta från denna tid är baserat på observationer från fysikaliska experiment och datormodeller.
Dessa första stjärnor var mycket annorlunda mot de stjärnor som finns i dagens universum. De bestod i stort sett bara av väte och helium (endast mycket, mycket lite deuterium, litium och beryllium). Dagens stjärnor består i regel av 1 till 2 % tyngre grundämnen, vilket gör stor skillnad. Framför allt kan sådan gas svalna mer, då de större atomernas elektroner lättare störs och är med och bildar fotoner som bär iväg energi. I dagens universum är en stjärnframkallande gas ofta -263 °C, men en gas av endast väte och helium kan aldrig bli kallare än -23 °C. Varmare gas har högre tryck, därför måste mer gas samlas för att gravitationen ska bli tillräckligt stor för att vätekärnor ska börja tryckas ihop (fusera) till heliumkärnor. Därför var de första stjärnorna stora, troligtvis några hundra gånger massivare än solen. I dagens universum har de flesta stjärnor en massa som solen eller mindre. Endast några få har mer än 60 gånger solens massa.
Stora stjärnor strålar kraftigt och förbrukar sitt bränsle snabbt. Detta eftersom det i centrum, där kärnreaktionerna sker, blir högt tryck och därmed hög temperatur. De var förmodligen runt en miljon gånger ljusare än solen. Skulle jorden cirkulera runt en sådan stjärna skulle hela biosfären börja brinna på någon sekund. Stjärnan skulle vara stor som en knytnäve på rak arm på himlen.
På stjärnornas yta var det cirka 100 000 °C, vilket är cirka 20 gånger varmare än de flesta stjärnor idag. Med så varm yta blir mycket av strålningen ultraviolett ljus. För våra ögon skulle dessa stjärnor vara blåvita (se bilden). Ultraviolett ljus är mycket destruktivt för atomer eftersom det slår bort elektroner från dem, alltså joniserar dem. Detta gjorde att gasen runt en stjärna, och mycket av gasen i universum på denna tid, joniserades. Denna tid kallas återjoniseringen, och varade cirka 0,15-1 miljard år efter Big Bang. Detta gjorde att de första stjärnorna var ensamvargar, eftersom inga andra stjärnor kunde bildas av den joniserade gasen runt omkring dem. Därför var det endast en stjärna i varje mini-halo. Detta skiljer sig från idag, där stjärnor föds i 100- eller 1000-tal från samma nebulosa (dock sprider de oftast ut sig med tiden, på grund av rotationen från sin galax, tror man) och är samlade i galaxer.
Stjärnor fuserar väte till helium och tyngre ämnen i deras kärnor (vilka tyngre ämnen beror främst på stjärnans massa). De första stjärnorna hade förbrukat allt sitt väte redan efter cirka 1 miljon år. Snart därefter exploderade de i supernovor. Den efterföljande nebulosan (molnet) av stjärnstoff från varje stjärna tros ha innehållit runt 100 solmassor grundämnen tyngre än väte och helium. Dessa ämnen spreds nu flera tusen ljusår i varje riktning och blandades med omgivande väte- och heliumgas. När 100 solmassor tyngre ämnen blandas med 100 000 solmassor väte och helium blir det 0,1 % ”föroreningar” av tyngre ämnen i rymden. Detta kan låta som lite men är det inte. En dålig dag är det exempelvis 0,000 1 % smog i luften. Hade det varit 0,1 % smog hade man knappt kunnat se handen framför ansiktet. Hur som helst, nu kunde gasen i universum svalna mer och kommande generationer stjärnor var därför mindre.
1. De första galaxerna
Bildandet av de första galaxerna, samlingar av stjärnor, är än så länge inte riktigt förstått. På något sätt samlades stjärnor, men hur snabbt det gick och hur nära dessa stjärnor var varandra när de först ”tändes” är oklart.
Unga galaxer, mellan 1,3 och 2 miljarder år efter Big Bang, hade ingen symmetrisk form utan såg ut som oregelbundna fläckar. Det var först vid fem, sex miljarder år efter Big Bang som de började se ”moderna” och symmetriska ut.
De första galaxerna var mycket små jämfört med dagens. Mellan 1,3 och 2 miljarder år efter Big Bang var de endast cirka 10 000 ljusår i diameter jämfört med dagens cirka 100 000 ljusår. Tre miljarder år efter Big Bang var de cirka 22 000 ljusår i diameter, och fyra miljarder år efter Big Bang cirka 35 000 ljusår i diameter. Att galaxerna växte berodde på sammanslagning av flera små.
Universum var en mycket häftig plats vid denna tid. Alla galaxer låg mycket nära varandra, många stjärnor var massiva och lyste starkt och det var vanligt med supernovaexplosioner. Mellan en till tre miljarder år efter Big Bang var det som mest stjärnljus någonsin i universum. Sedan dess har det långsamt blivit mörkare.
Födelsehastigheten av stjärnor toppade också mellan en och tre miljarder år efter Big Bang, efter en snabb ökning. Sedan dess har den stadigt minskat, ungefär omvänt exponentiellt. Idag är födelsehastigheten ungefär 1/20 av vad den var när den var som högst. Denna "baby boom" berodde främst på att det skedde många kollisioner mellan galaxer vid denna tid, vilket av olika anledningar leder till att stjärnor föds.
Det totala antalet stjärnor i universum har dock ökat ända sedan Big Bang. Stjärnor lever långa liv och föds snabbare än de dör.
Till skillnad från de första "ensamvargsstjärnorna", har de första galaxerna kunnat observeras. Detta kan man göra genom att titta långt bort i rymden, vilket innebär att man också ser bakåt i tiden. Och där finns de, om än väldigt ljussvaga. Deras ljusstyrka kan liknas med en fotbollsplan på månen upplyst av ett stearinljus och sedd från jorden. Men i Hubble Ultra-Deep Field (bilden ovan), en särskild bild tagen av Hubble-teleskopet, syns de. Den mest avlägsna galax man hittills (2011) observerat tros ses som den var 480 miljoner år efter Big Bang (galaxen heter UDFj-39546284). Dessa avlägsna galaxer är röda för våra ögon. Den mesta synliga färgen har förändrats till infrarött ljus, så de har med andra ord nästan blivit osynliga.
Unga galaxer, mellan 1,3 och 2 miljarder år efter Big Bang, hade ingen symmetrisk form utan såg ut som oregelbundna fläckar. Det var först vid fem, sex miljarder år efter Big Bang som de började se ”moderna” och symmetriska ut.
De första galaxerna var mycket små jämfört med dagens. Mellan 1,3 och 2 miljarder år efter Big Bang var de endast cirka 10 000 ljusår i diameter jämfört med dagens cirka 100 000 ljusår. Tre miljarder år efter Big Bang var de cirka 22 000 ljusår i diameter, och fyra miljarder år efter Big Bang cirka 35 000 ljusår i diameter. Att galaxerna växte berodde på sammanslagning av flera små.
Universum var en mycket häftig plats vid denna tid. Alla galaxer låg mycket nära varandra, många stjärnor var massiva och lyste starkt och det var vanligt med supernovaexplosioner. Mellan en till tre miljarder år efter Big Bang var det som mest stjärnljus någonsin i universum. Sedan dess har det långsamt blivit mörkare.
Annons
Annons
Födelsehastigheten av stjärnor toppade också mellan en och tre miljarder år efter Big Bang, efter en snabb ökning. Sedan dess har den stadigt minskat, ungefär omvänt exponentiellt. Idag är födelsehastigheten ungefär 1/20 av vad den var när den var som högst. Denna "baby boom" berodde främst på att det skedde många kollisioner mellan galaxer vid denna tid, vilket av olika anledningar leder till att stjärnor föds.
Det totala antalet stjärnor i universum har dock ökat ända sedan Big Bang. Stjärnor lever långa liv och föds snabbare än de dör.
Till skillnad från de första "ensamvargsstjärnorna", har de första galaxerna kunnat observeras. Detta kan man göra genom att titta långt bort i rymden, vilket innebär att man också ser bakåt i tiden. Och där finns de, om än väldigt ljussvaga. Deras ljusstyrka kan liknas med en fotbollsplan på månen upplyst av ett stearinljus och sedd från jorden. Men i Hubble Ultra-Deep Field (bilden ovan), en särskild bild tagen av Hubble-teleskopet, syns de. Den mest avlägsna galax man hittills (2011) observerat tros ses som den var 480 miljoner år efter Big Bang (galaxen heter UDFj-39546284). Dessa avlägsna galaxer är röda för våra ögon. Den mesta synliga färgen har förändrats till infrarött ljus, så de har med andra ord nästan blivit osynliga.
Källa
-
Whittle, Mark (2008) Cosmology: The History and Nature of Our Universe (föreläsningar online). The Great Courses.
Liknande
Senaste
Rymden
Sport
Människan
Byggnadsverk
Byggnadsverk
Jorden
