Rymden
Universums historia – universums 4 strsta frndringar
Publicerad 5 mars 2012
Universums historia sammanfattas hr genom en nrmare titt p universums fyra strsta frndringar, i kronologisk ordning.
Universum r vldigt frnderligt, ven om frndringarna gr lngsamt. Det som tycks vara en konstant stjrnhimmel r allt annat n just detta. De stora frndringarna i universum sker ocks bara en gng, vilket betyder att det tillstnd vrt universum har just nu r unikt. Men hur har universum blivit sdant det r idag, fullt av stjrnor och galaxer? Hr r de fyra strsta frndringarna som universum gtt igenom.
Kllan till denna artikel r en onlinekurs av Mark Whittle, astronomiprofessor p University of Virginia.
Universum r vldigt frnderligt, ven om frndringarna gr lngsamt. Det som tycks vara en konstant stjrnhimmel r allt annat n just detta. De stora frndringarna i universum sker ocks bara en gng, vilket betyder att det tillstnd vrt universum har just nu r unikt. Men hur har universum blivit sdant det r idag, fullt av stjrnor och galaxer? Hr r de fyra strsta frndringarna som universum gtt igenom.
Kllan till denna artikel r en onlinekurs av Mark Whittle, astronomiprofessor p University of Virginia.
4. Big Bang
Vrt universum uppstod fr 13,70,1 miljarder r sedan genom en hastig och kraftig expansion, kallad Big Bang. Big Bang var inte ngon form av expanderande materia i ett redan befintligt rum, likt en dynamitexplosion, utan det var sjlva rummet som expanderade. Tillsammans med rummet uppstod ven tiden, eftersom rum och tid r sammanlnkande i vad som kallas rumtiden. Eftersom rumtiden uppstod i och med Big Bang r frgor som "vad finns utanfr universum? och vad fanns innan Big Bang? svra att svara p. Rum och tid r fenomen som vi just nu bara knner till i vrt nuvarande universum.
Inuti och frbundet med det nybildade rummet fanns ven en ofantlig mngd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en ondligt massiv och het punkt – en s kallad singularitet.
Universums lder har man rknat ut med flera oberoende metoder. En metod r att mta hur snabbt galaxer rr sig bort frn oss och rkna baklnges p nr alla var hr. En annan metod involverar att mta ldern p stjrnkluster, och dr man aldrig hittat ngra stjrnor som r ldre n 13,7 miljarder r.
Universum var i brjan vldigt litet och allt var oerhrt ttt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan d, men i ett mindre omrde. Detta gjorde att det var oerhrt varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda strre partiklar ssom atomkrnor. Nr expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde d brja hllas ihop.
Varfr Big Bang ver huvud taget skedde vet man inte. Men nr expansionen vl brjade fortsatte den. Nr rummet i sig vger ngot faller det utt, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i vgen fr detta fall fortstter det bara. Universums volym tros ha kat med en faktor av minst 1078 mellan 10-36 och 10-32 s efter Big Bang. Detta kan liknas vid om ett litet mynt p 1 cm i diameter pltsligt vxte till att bli tio miljoner gnger bredare n Vintergatan. Detta kan tyckas g emot relativitetsteorins grund om att inget kan rra sig snabbare n ljuset, men detta gller inte rummet sjlvt. Denna snabba expansion slutade dock pltsligt p grund av oknda anledningar.
Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket lgre hastighet. Universums expansion forstter n idag och kommer troligtvis fortstta s lnge universum existerar.
Inuti och frbundet med det nybildade rummet fanns ven en ofantlig mngd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en ondligt massiv och het punkt – en s kallad singularitet.
Universums lder har man rknat ut med flera oberoende metoder. En metod r att mta hur snabbt galaxer rr sig bort frn oss och rkna baklnges p nr alla var hr. En annan metod involverar att mta ldern p stjrnkluster, och dr man aldrig hittat ngra stjrnor som r ldre n 13,7 miljarder r.
Annons
Annons
Universum var i brjan vldigt litet och allt var oerhrt ttt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan d, men i ett mindre omrde. Detta gjorde att det var oerhrt varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda strre partiklar ssom atomkrnor. Nr expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde d brja hllas ihop.
Varfr Big Bang ver huvud taget skedde vet man inte. Men nr expansionen vl brjade fortsatte den. Nr rummet i sig vger ngot faller det utt, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i vgen fr detta fall fortstter det bara. Universums volym tros ha kat med en faktor av minst 1078 mellan 10-36 och 10-32 s efter Big Bang. Detta kan liknas vid om ett litet mynt p 1 cm i diameter pltsligt vxte till att bli tio miljoner gnger bredare n Vintergatan. Detta kan tyckas g emot relativitetsteorins grund om att inget kan rra sig snabbare n ljuset, men detta gller inte rummet sjlvt. Denna snabba expansion slutade dock pltsligt p grund av oknda anledningar.
Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket lgre hastighet. Universums expansion forstter n idag och kommer troligtvis fortstta s lnge universum existerar.
3. Rekombinationen

Under de frsta 10 s efter Big Bang skedde mnga komplicerade frndringar som vi inte gr nrmare in p hr. Men drefter, 10 s efter Big Bang och fram till 380 000 r efter Big Bang, var frhllandena ngorlunda stabila och den s kallade fotonepoken varade. Epoken kallas s eftersom universum dominerades av fotoner, vilka ven kallas ljuspartiklar.
Under de frsta minuterna av fotonepoken bildades atomkrnor tyngre n vte (vtekrnor, allts protoner, fanns redan). Frhllandena i hela universum var hr liknande de i dagens stjrnkrnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomkrnor heliumkrnor, och ungefr resten vtekrnor. En liten, liten andel atomkrnor av deuterium, litium och beryllium bildades ocks. Sedan avstannade atomkrneproduktionen i stort sett.
Drefter fanns i universum en gas av atomkrnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket innebr att elektronerna var ej bundna till atomkrnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde p att det fortfarande var fr varmt fr detta. Men ven om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och nr det hnder bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (frmst) och energin spreds jmnt mellan dem alla. Alla partiklar var i s kallad termodynamisk jmvikt. Detta r ett ltt tillstnd att beskriva fysikaliskt, s universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. Ttheten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard gnger strre n nu eftersom universum var en miljard gnger mindre. Detta innebr 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 p 1 600 000 000:1 sattes under frsta sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man rknar p fotonernas massa, allts om man rknar om deras energi till massa enligt E = mc2, var deras densitet i slutet av epoken 200 gnger strre n bly. Men trycket i gasen runt 380 000 r efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i vr atmosfr.
Gasen nmns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska mtt mtt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosfr, och redan efter 10 r hade universum expanderat s pass att dess densitet var lgre n det bsta vakuum mnniskan lyckats stadkomma.
Temperaturen i gasen i universum var 380 000 r efter Big Bang cirka 3 000 C. Dock skulle man inte brnna sig av gasen, eftersom den var fr tunn. Man skulle knappt knna den. Temperaturen p 3 000 C r ett mtt p frdelningen av hastigheten p rrelserna hos de ingende partiklarna, inte mer n s. Och eftersom det var s lngt mellan partiklarna skulle de inte kunna brnna en mnniska. Men dremot skulle ljuset dda en! Den ofantliga strlningen av fotoner skulle omedelbart frgra en.
Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som nmnts ovan, inte var fria att rra sig ngon lngre strcka utan att interagera med frmst elektroner, och till liten del protoner. Det kan jmfras med dimma i atmosfren, vilken beror p att fotonernas vg krks vid passagen av grnsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte srskilt tt med jordiska mtt mtt, endast ngra tusen elektroner per cm3 fanns. Detta gjorde att universum var ganska transparent (genomskinligt) nd. Vid 100 000 r efter Big Bang kunde man se 500 ljusr lngt (1 s efter Big Bang var det dock s tt dimma att man inte hade kunnat se handen framfr ansiktet). Men transparens i kosmologin innebr att man kan se nd till horisonten, det vill sga nda till grnsen av det synliga universum, och 100 000 r efter Big Bang var 500 ljusr endast 1 % av detta avstnd. Men universum blev lngsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock drjt 45 miljoner r tills man hade kunnat se nda till horisonten. Men vad som hnde var rekombinationen.
Ungefr 380 000 r efter Big Bang och nr universum var cirka 3 000 C varmt bildades de frsta hela atomerna. D var universum ntligen s svalt att de negativt laddade elektronerna nu tillts att attraheras till de positivt laddade atomkrnorna. De rekombinerades med varandra. Nr elektronerna fll till lgre energiniver i omloppsbanor runt atomkrnor gav de av fotoner, som passerade obehindrat genom de nu existerande neutrala atomerna. Universum blev under 80 000 r, den tid rekombinationen tog, transparent. Det ljus som nu spred sig genom universum, fr den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden fr en trolig frg). Allts, hade man varit i universum d, hade man kunnat se nda till grnsen av det synliga universum, och dr hade det lyst starkt oranget.
Under de nrmaste sex miljoner ren frndrades frgen p ljuset i universum frn oranget till allt mrkare rtt och slutligen till att bli osynligt infrartt ljus. Universum var nu mrkt. Men s skulle det inte bli fr evigt.
Under de frsta minuterna av fotonepoken bildades atomkrnor tyngre n vte (vtekrnor, allts protoner, fanns redan). Frhllandena i hela universum var hr liknande de i dagens stjrnkrnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomkrnor heliumkrnor, och ungefr resten vtekrnor. En liten, liten andel atomkrnor av deuterium, litium och beryllium bildades ocks. Sedan avstannade atomkrneproduktionen i stort sett.
Drefter fanns i universum en gas av atomkrnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket innebr att elektronerna var ej bundna till atomkrnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde p att det fortfarande var fr varmt fr detta. Men ven om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och nr det hnder bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (frmst) och energin spreds jmnt mellan dem alla. Alla partiklar var i s kallad termodynamisk jmvikt. Detta r ett ltt tillstnd att beskriva fysikaliskt, s universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. Ttheten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard gnger strre n nu eftersom universum var en miljard gnger mindre. Detta innebr 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 p 1 600 000 000:1 sattes under frsta sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man rknar p fotonernas massa, allts om man rknar om deras energi till massa enligt E = mc2, var deras densitet i slutet av epoken 200 gnger strre n bly. Men trycket i gasen runt 380 000 r efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i vr atmosfr.
Gasen nmns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska mtt mtt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosfr, och redan efter 10 r hade universum expanderat s pass att dess densitet var lgre n det bsta vakuum mnniskan lyckats stadkomma.
Annons
Annons
Temperaturen i gasen i universum var 380 000 r efter Big Bang cirka 3 000 C. Dock skulle man inte brnna sig av gasen, eftersom den var fr tunn. Man skulle knappt knna den. Temperaturen p 3 000 C r ett mtt p frdelningen av hastigheten p rrelserna hos de ingende partiklarna, inte mer n s. Och eftersom det var s lngt mellan partiklarna skulle de inte kunna brnna en mnniska. Men dremot skulle ljuset dda en! Den ofantliga strlningen av fotoner skulle omedelbart frgra en.
Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som nmnts ovan, inte var fria att rra sig ngon lngre strcka utan att interagera med frmst elektroner, och till liten del protoner. Det kan jmfras med dimma i atmosfren, vilken beror p att fotonernas vg krks vid passagen av grnsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte srskilt tt med jordiska mtt mtt, endast ngra tusen elektroner per cm3 fanns. Detta gjorde att universum var ganska transparent (genomskinligt) nd. Vid 100 000 r efter Big Bang kunde man se 500 ljusr lngt (1 s efter Big Bang var det dock s tt dimma att man inte hade kunnat se handen framfr ansiktet). Men transparens i kosmologin innebr att man kan se nd till horisonten, det vill sga nda till grnsen av det synliga universum, och 100 000 r efter Big Bang var 500 ljusr endast 1 % av detta avstnd. Men universum blev lngsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock drjt 45 miljoner r tills man hade kunnat se nda till horisonten. Men vad som hnde var rekombinationen.
Ungefr 380 000 r efter Big Bang och nr universum var cirka 3 000 C varmt bildades de frsta hela atomerna. D var universum ntligen s svalt att de negativt laddade elektronerna nu tillts att attraheras till de positivt laddade atomkrnorna. De rekombinerades med varandra. Nr elektronerna fll till lgre energiniver i omloppsbanor runt atomkrnor gav de av fotoner, som passerade obehindrat genom de nu existerande neutrala atomerna. Universum blev under 80 000 r, den tid rekombinationen tog, transparent. Det ljus som nu spred sig genom universum, fr den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden fr en trolig frg). Allts, hade man varit i universum d, hade man kunnat se nda till grnsen av det synliga universum, och dr hade det lyst starkt oranget.
Under de nrmaste sex miljoner ren frndrades frgen p ljuset i universum frn oranget till allt mrkare rtt och slutligen till att bli osynligt infrartt ljus. Universum var nu mrkt. Men s skulle det inte bli fr evigt.
2. De frsta stjrnorna
I universum finns mrk materia och baryonisk materia. Mrk materia vet man inte vad r fr ngot, men det kan pvisas genom sin massa. Baryonisk materia r i huvudsak atomer eller atomers bestndsdelar, allts "vanlig materia". Bde mrk materia och baryonisk materia var efter rekombinationen lite ojmnt frdelat i universum, men olika mycket. Vid 380 000 r efter Big Bang hade mrk materia en variation i densitet p 1 % mellan olika omrden, medan baryonisk materia hade en variation p endast 0,01 %. Anledningen till att mrk materia kunde klumpa sig (eller kollapsa, som man sger) mer under denna period r att partiklarna som utgr mrk materia (vilka de nu r) inte kan kollidera och trycka bort varandra. S mrk materia hade, trots universums snabba expansion, brjat frdela sig ngot ojmnt redan innan rekombinationen. En klumpning av den baryoniska materian brjade frst ske vid rekombinationen, och vid 15 miljoner r efter Big Bang var densitetvariationen lika stor mellan mrk och baryonisk materia.
Under tiden efter rekombinationen klumpades den mrka materian allt mer. Nr mrk materia klumpar sig faller alla partiklar in mot varandra, men sedan passerar de varandra (de kan ju inte kollidera med varandra), ker ut igen, in igen, och s vidare. Drfr kommer mrk materia inte packas lika ttt som baryonisk materia. Men till slut har den mrka materian packats s mycket det gr. Resultatet blir en "mini-halo" med cirka hlften s stor diameter, och cirka tta gnger s liten volym, som det ursprungliga omrdet med mrk materia som brjade klumpa sig. Denna klumpning av mini-halos plus universums expansion gav en densitetskillnad p totalt 200 gnger hgre densitet i de ttaste omrdena jmfrt med de glesaste.
Medan mini-halos bildades klumpade sig ven baryonisk materia mer och mer, dels p grund av sin egen gravitation, dels p grund av att den drogs till den mrka materian. Till slut blev den s tt att vteatomer trycktes ihop till heliumatomer samtidigt som de snde ut ljus och vrme. Det tndes stjrnor, en i varje mini-halo. De frsta stjrnorna tndes mellan 0,2 och 0,3 miljarder r efter Big Bang.
Fr att stjrnor ska bildas behvs bde mrk och baryonisk materia. Mrk materia klumpar sig halvdant till en sorts livmoder inom vilken baryonisk materia sedan klumpas ihop till stjrnor. Baryonisk materia skulle troligtvis aldrig kunna klumpa ihop sig sjlvt till stjrnor, utan behver den mrka materians gravitationsflt. Utan mrk materia skulle densitetvariationen i universum bara vara 10 % av vad den r idag. Att mrk materia kunde brja klumpa sig mrkbart redan fre rekombinationen har stor betydelse p universums kraftiga klumpning idag.
I det unga universum skedde klumpningar av materia snabbare n idag. Klumpningshastigheten, frn att materia slutar spridas ut tills att det tnds till en stjrna, r ungefr lika lng som ldern p universum. Exempelvis: 0,1 miljarder r efter Big Bang har materian i ett omrde expanderat i 0,1 miljarder r, stannar upp, och klumpar ihop sig under 0,1 miljarder r. Denna snabba klumpning i det tidiga universum berodde dels p att universums densitet var hgre (starkare gravitation verallt) och dels p att allt redan var nrmare varandra.
Dessa klumpar av mrk materia som bildades under denna tid kallas mini-halos jmfrt med de stora halos av mrk materia som idag finns runt galaxer. En mini-halo var ngra f tusen ljusr i diameter, innehll cirka 1 miljon solmassor av mrk materia, 100 000 solmassor av atomer (vte- och heliumgas), hade totalt cirka en miljondel av massan som Vintergatan har, och hade en ensam stjrna i centrum. De kallas ibland ven mikrogalaxer. Ett typiskt avstnd mellan tv av dessa stjrnor var hela 10 000 ljusr.
Dessa frsta stjrnor, eller ngot annat frn denna tid, har ej observerats n eftersom ljuset frn dem r fr svagt fr dagens teknik. Vad man tror sig veta frn denna tid r baserat p observationer frn fysikaliska experiment och datormodeller.
Dessa frsta stjrnor var mycket annorlunda mot de stjrnor som finns i dagens universum. De bestod i stort sett bara av vte och helium (endast mycket, mycket lite deuterium, litium och beryllium). Dagens stjrnor bestr i regel av 1 till 2 % tyngre grundmnen, vilket gr stor skillnad. Framfr allt kan sdan gas svalna mer, d de strre atomernas elektroner lttare strs och r med och bildar fotoner som br ivg energi. I dagens universum r en stjrnframkallande gas ofta -263 C, men en gas av endast vte och helium kan aldrig bli kallare n -23 C. Varmare gas har hgre tryck, drfr mste mer gas samlas fr att gravitationen ska bli tillrckligt stor fr att vtekrnor ska brja tryckas ihop (fusera) till heliumkrnor. Drfr var de frsta stjrnorna stora, troligtvis ngra hundra gnger massivare n solen. I dagens universum har de flesta stjrnor en massa som solen eller mindre. Endast ngra f har mer n 60 gnger solens massa.
Stora stjrnor strlar kraftigt och frbrukar sitt brnsle snabbt. Detta eftersom det i centrum, dr krnreaktionerna sker, blir hgt tryck och drmed hg temperatur. De var frmodligen runt en miljon gnger ljusare n solen. Skulle jorden cirkulera runt en sdan stjrna skulle hela biosfren brja brinna p ngon sekund. Stjrnan skulle vara stor som en knytnve p rak arm p himlen.
P stjrnornas yta var det cirka 100 000 C, vilket r cirka 20 gnger varmare n de flesta stjrnor idag. Med s varm yta blir mycket av strlningen ultraviolett ljus. Fr vra gon skulle dessa stjrnor vara blvita (se bilden). Ultraviolett ljus r mycket destruktivt fr atomer eftersom det slr bort elektroner frn dem, allts joniserar dem. Detta gjorde att gasen runt en stjrna, och mycket av gasen i universum p denna tid, joniserades. Denna tid kallas terjoniseringen, och varade cirka 0,15-1 miljard r efter Big Bang. Detta gjorde att de frsta stjrnorna var ensamvargar, eftersom inga andra stjrnor kunde bildas av den joniserade gasen runt omkring dem. Drfr var det endast en stjrna i varje mini-halo. Detta skiljer sig frn idag, dr stjrnor fds i 100- eller 1000-tal frn samma nebulosa (dock sprider de oftast ut sig med tiden, p grund av rotationen frn sin galax, tror man) och r samlade i galaxer.
Stjrnor fuserar vte till helium och tyngre mnen i deras krnor (vilka tyngre mnen beror frmst p stjrnans massa). De frsta stjrnorna hade frbrukat allt sitt vte redan efter cirka 1 miljon r. Snart drefter exploderade de i supernovor. Den efterfljande nebulosan (molnet) av stjrnstoff frn varje stjrna tros ha innehllit runt 100 solmassor grundmnen tyngre n vte och helium. Dessa mnen spreds nu flera tusen ljusr i varje riktning och blandades med omgivande vte- och heliumgas. Nr 100 solmassor tyngre mnen blandas med 100 000 solmassor vte och helium blir det 0,1 % froreningar av tyngre mnen i rymden. Detta kan lta som lite men r det inte. En dlig dag r det exempelvis 0,000 1 % smog i luften. Hade det varit 0,1 % smog hade man knappt kunnat se handen framfr ansiktet. Hur som helst, nu kunde gasen i universum svalna mer och kommande generationer stjrnor var drfr mindre.
Under tiden efter rekombinationen klumpades den mrka materian allt mer. Nr mrk materia klumpar sig faller alla partiklar in mot varandra, men sedan passerar de varandra (de kan ju inte kollidera med varandra), ker ut igen, in igen, och s vidare. Drfr kommer mrk materia inte packas lika ttt som baryonisk materia. Men till slut har den mrka materian packats s mycket det gr. Resultatet blir en "mini-halo" med cirka hlften s stor diameter, och cirka tta gnger s liten volym, som det ursprungliga omrdet med mrk materia som brjade klumpa sig. Denna klumpning av mini-halos plus universums expansion gav en densitetskillnad p totalt 200 gnger hgre densitet i de ttaste omrdena jmfrt med de glesaste.
Medan mini-halos bildades klumpade sig ven baryonisk materia mer och mer, dels p grund av sin egen gravitation, dels p grund av att den drogs till den mrka materian. Till slut blev den s tt att vteatomer trycktes ihop till heliumatomer samtidigt som de snde ut ljus och vrme. Det tndes stjrnor, en i varje mini-halo. De frsta stjrnorna tndes mellan 0,2 och 0,3 miljarder r efter Big Bang.
Fr att stjrnor ska bildas behvs bde mrk och baryonisk materia. Mrk materia klumpar sig halvdant till en sorts livmoder inom vilken baryonisk materia sedan klumpas ihop till stjrnor. Baryonisk materia skulle troligtvis aldrig kunna klumpa ihop sig sjlvt till stjrnor, utan behver den mrka materians gravitationsflt. Utan mrk materia skulle densitetvariationen i universum bara vara 10 % av vad den r idag. Att mrk materia kunde brja klumpa sig mrkbart redan fre rekombinationen har stor betydelse p universums kraftiga klumpning idag.
I det unga universum skedde klumpningar av materia snabbare n idag. Klumpningshastigheten, frn att materia slutar spridas ut tills att det tnds till en stjrna, r ungefr lika lng som ldern p universum. Exempelvis: 0,1 miljarder r efter Big Bang har materian i ett omrde expanderat i 0,1 miljarder r, stannar upp, och klumpar ihop sig under 0,1 miljarder r. Denna snabba klumpning i det tidiga universum berodde dels p att universums densitet var hgre (starkare gravitation verallt) och dels p att allt redan var nrmare varandra.
Annons
Annons
Dessa klumpar av mrk materia som bildades under denna tid kallas mini-halos jmfrt med de stora halos av mrk materia som idag finns runt galaxer. En mini-halo var ngra f tusen ljusr i diameter, innehll cirka 1 miljon solmassor av mrk materia, 100 000 solmassor av atomer (vte- och heliumgas), hade totalt cirka en miljondel av massan som Vintergatan har, och hade en ensam stjrna i centrum. De kallas ibland ven mikrogalaxer. Ett typiskt avstnd mellan tv av dessa stjrnor var hela 10 000 ljusr.
Dessa frsta stjrnor, eller ngot annat frn denna tid, har ej observerats n eftersom ljuset frn dem r fr svagt fr dagens teknik. Vad man tror sig veta frn denna tid r baserat p observationer frn fysikaliska experiment och datormodeller.
Dessa frsta stjrnor var mycket annorlunda mot de stjrnor som finns i dagens universum. De bestod i stort sett bara av vte och helium (endast mycket, mycket lite deuterium, litium och beryllium). Dagens stjrnor bestr i regel av 1 till 2 % tyngre grundmnen, vilket gr stor skillnad. Framfr allt kan sdan gas svalna mer, d de strre atomernas elektroner lttare strs och r med och bildar fotoner som br ivg energi. I dagens universum r en stjrnframkallande gas ofta -263 C, men en gas av endast vte och helium kan aldrig bli kallare n -23 C. Varmare gas har hgre tryck, drfr mste mer gas samlas fr att gravitationen ska bli tillrckligt stor fr att vtekrnor ska brja tryckas ihop (fusera) till heliumkrnor. Drfr var de frsta stjrnorna stora, troligtvis ngra hundra gnger massivare n solen. I dagens universum har de flesta stjrnor en massa som solen eller mindre. Endast ngra f har mer n 60 gnger solens massa.
Stora stjrnor strlar kraftigt och frbrukar sitt brnsle snabbt. Detta eftersom det i centrum, dr krnreaktionerna sker, blir hgt tryck och drmed hg temperatur. De var frmodligen runt en miljon gnger ljusare n solen. Skulle jorden cirkulera runt en sdan stjrna skulle hela biosfren brja brinna p ngon sekund. Stjrnan skulle vara stor som en knytnve p rak arm p himlen.
P stjrnornas yta var det cirka 100 000 C, vilket r cirka 20 gnger varmare n de flesta stjrnor idag. Med s varm yta blir mycket av strlningen ultraviolett ljus. Fr vra gon skulle dessa stjrnor vara blvita (se bilden). Ultraviolett ljus r mycket destruktivt fr atomer eftersom det slr bort elektroner frn dem, allts joniserar dem. Detta gjorde att gasen runt en stjrna, och mycket av gasen i universum p denna tid, joniserades. Denna tid kallas terjoniseringen, och varade cirka 0,15-1 miljard r efter Big Bang. Detta gjorde att de frsta stjrnorna var ensamvargar, eftersom inga andra stjrnor kunde bildas av den joniserade gasen runt omkring dem. Drfr var det endast en stjrna i varje mini-halo. Detta skiljer sig frn idag, dr stjrnor fds i 100- eller 1000-tal frn samma nebulosa (dock sprider de oftast ut sig med tiden, p grund av rotationen frn sin galax, tror man) och r samlade i galaxer.
Stjrnor fuserar vte till helium och tyngre mnen i deras krnor (vilka tyngre mnen beror frmst p stjrnans massa). De frsta stjrnorna hade frbrukat allt sitt vte redan efter cirka 1 miljon r. Snart drefter exploderade de i supernovor. Den efterfljande nebulosan (molnet) av stjrnstoff frn varje stjrna tros ha innehllit runt 100 solmassor grundmnen tyngre n vte och helium. Dessa mnen spreds nu flera tusen ljusr i varje riktning och blandades med omgivande vte- och heliumgas. Nr 100 solmassor tyngre mnen blandas med 100 000 solmassor vte och helium blir det 0,1 % froreningar av tyngre mnen i rymden. Detta kan lta som lite men r det inte. En dlig dag r det exempelvis 0,000 1 % smog i luften. Hade det varit 0,1 % smog hade man knappt kunnat se handen framfr ansiktet. Hur som helst, nu kunde gasen i universum svalna mer och kommande generationer stjrnor var drfr mindre.
1. De frsta galaxerna
Bildandet av de frsta galaxerna, samlingar av stjrnor, r n s lnge inte riktigt frsttt. P ngot stt samlades stjrnor, men hur snabbt det gick och hur nra dessa stjrnor var varandra nr de frst tndes r oklart.
Unga galaxer, mellan 1,3 och 2 miljarder r efter Big Bang, hade ingen symmetrisk form utan sg ut som oregelbundna flckar. Det var frst vid fem, sex miljarder r efter Big Bang som de brjade se moderna och symmetriska ut.
De frsta galaxerna var mycket sm jmfrt med dagens. Mellan 1,3 och 2 miljarder r efter Big Bang var de endast cirka 10 000 ljusr i diameter jmfrt med dagens cirka 100 000 ljusr. Tre miljarder r efter Big Bang var de cirka 22 000 ljusr i diameter, och fyra miljarder r efter Big Bang cirka 35 000 ljusr i diameter. Att galaxerna vxte berodde p sammanslagning av flera sm.
Universum var en mycket hftig plats vid denna tid. Alla galaxer lg mycket nra varandra, mnga stjrnor var massiva och lyste starkt och det var vanligt med supernovaexplosioner. Mellan en till tre miljarder r efter Big Bang var det som mest stjrnljus ngonsin i universum. Sedan dess har det lngsamt blivit mrkare.
Fdelsehastigheten av stjrnor toppade ocks mellan en och tre miljarder r efter Big Bang, efter en snabb kning. Sedan dess har den stadigt minskat, ungefr omvnt exponentiellt. Idag r fdelsehastigheten ungefr 1/20 av vad den var nr den var som hgst. Denna "baby boom" berodde frmst p att det skedde mnga kollisioner mellan galaxer vid denna tid, vilket av olika anledningar leder till att stjrnor fds.
Det totala antalet stjrnor i universum har dock kat nda sedan Big Bang. Stjrnor lever lnga liv och fds snabbare n de dr.
Till skillnad frn de frsta "ensamvargsstjrnorna", har de frsta galaxerna kunnat observeras. Detta kan man gra genom att titta lngt bort i rymden, vilket innebr att man ocks ser bakt i tiden. Och dr finns de, om n vldigt ljussvaga. Deras ljusstyrka kan liknas med en fotbollsplan p mnen upplyst av ett stearinljus och sedd frn jorden. Men i Hubble Ultra-Deep Field (bilden ovan), en srskild bild tagen av Hubble-teleskopet, syns de. Den mest avlgsna galax man hittills (2011) observerat tros ses som den var 480 miljoner r efter Big Bang (galaxen heter UDFj-39546284). Dessa avlgsna galaxer r rda fr vra gon. Den mesta synliga frgen har frndrats till infrartt ljus, s de har med andra ord nstan blivit osynliga.
Unga galaxer, mellan 1,3 och 2 miljarder r efter Big Bang, hade ingen symmetrisk form utan sg ut som oregelbundna flckar. Det var frst vid fem, sex miljarder r efter Big Bang som de brjade se moderna och symmetriska ut.
De frsta galaxerna var mycket sm jmfrt med dagens. Mellan 1,3 och 2 miljarder r efter Big Bang var de endast cirka 10 000 ljusr i diameter jmfrt med dagens cirka 100 000 ljusr. Tre miljarder r efter Big Bang var de cirka 22 000 ljusr i diameter, och fyra miljarder r efter Big Bang cirka 35 000 ljusr i diameter. Att galaxerna vxte berodde p sammanslagning av flera sm.
Universum var en mycket hftig plats vid denna tid. Alla galaxer lg mycket nra varandra, mnga stjrnor var massiva och lyste starkt och det var vanligt med supernovaexplosioner. Mellan en till tre miljarder r efter Big Bang var det som mest stjrnljus ngonsin i universum. Sedan dess har det lngsamt blivit mrkare.
Annons
Annons
Fdelsehastigheten av stjrnor toppade ocks mellan en och tre miljarder r efter Big Bang, efter en snabb kning. Sedan dess har den stadigt minskat, ungefr omvnt exponentiellt. Idag r fdelsehastigheten ungefr 1/20 av vad den var nr den var som hgst. Denna "baby boom" berodde frmst p att det skedde mnga kollisioner mellan galaxer vid denna tid, vilket av olika anledningar leder till att stjrnor fds.
Det totala antalet stjrnor i universum har dock kat nda sedan Big Bang. Stjrnor lever lnga liv och fds snabbare n de dr.
Till skillnad frn de frsta "ensamvargsstjrnorna", har de frsta galaxerna kunnat observeras. Detta kan man gra genom att titta lngt bort i rymden, vilket innebr att man ocks ser bakt i tiden. Och dr finns de, om n vldigt ljussvaga. Deras ljusstyrka kan liknas med en fotbollsplan p mnen upplyst av ett stearinljus och sedd frn jorden. Men i Hubble Ultra-Deep Field (bilden ovan), en srskild bild tagen av Hubble-teleskopet, syns de. Den mest avlgsna galax man hittills (2011) observerat tros ses som den var 480 miljoner r efter Big Bang (galaxen heter UDFj-39546284). Dessa avlgsna galaxer r rda fr vra gon. Den mesta synliga frgen har frndrats till infrartt ljus, s de har med andra ord nstan blivit osynliga.
Klla
-
Whittle, Mark (2008) Cosmology: The History and Nature of Our Universe (frelsningar online). The Great Courses.
Liknande
Senaste