Universums historia – universums 4 st�rsta f�r�ndringar

V�rt universum uppstod f�r 13,7�0,1 miljarder �r sedan genom en hastig och kraftig expansion, kallad Big Bang. Big Bang var inte n�gon form av expanderande materia i ett redan befintligt rum, likt en dynamitexplosion, utan det var sj�lva rummet som expanderade. Tillsammans med rummet uppstod �ven tiden, eftersom rum och tid �r sammanl�nkande i vad som kallas rumtiden. Eftersom rumtiden uppstod i och med Big Bang �r fr�gor som "vad finns utanf�r universum?� och �vad fanns innan Big Bang?� sv�ra att svara p�. Rum och tid �r fenomen som vi just nu bara k�nner till i v�rt nuvarande universum.

Inuti och f�rbundet med det nybildade rummet fanns �ven en ofantlig m�ngd energi och materia. Allt detta var innan Big Bang samlat i en o�ndligt massiv och het punkt – en s� kallad singularitet.

Universums �lder har man r�knat ut med flera oberoende metoder. En metod �r att m�ta hur snabbt galaxer r�r sig bort fr�n oss och r�kna bakl�nges p� n�r alla var �h�r�. En annan metod involverar att m�ta �ldern p� stj�rnkluster, och d�r man aldrig hittat n�gra stj�rnor som �r �ldre �n 13,7 miljarder �r.

Universum var i b�rjan v�ldigt litet och allt var oerh�rt t�tt packat. All energi och materia som finns idag fanns redan d�, men i ett mindre omr�de. Detta gjorde att det var oerh�rt varmt och inga elementarpartiklar (till exempel kvarkar och elektroner) kunde sitta ihop och bilda st�rre partiklar s�som atomk�rnor. N�r expansionen fortgick svalnade dock universum. Partiklarna kunde d� b�rja h�llas ihop.

Varf�r Big Bang �ver huvud taget skedde vet man inte. Men n�r expansionen v�l b�rjade fortsatte den. N�r rummet i sig v�ger n�got faller det ut�t, vilket leder till att universum expanderar. Eftersom inget finns i v�gen f�r detta �fall� forts�tter 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 pl�tsligt v�xte till att bli tio miljoner g�nger bredare �n Vintergatan. Detta kan tyckas g� emot relativitetsteorins grund om att inget kan r�ra sig snabbare �n ljuset, men detta g�ller inte rummet sj�lvt. Denna snabba expansion slutade dock pl�tsligt p� grund av ok�nda anledningar.

Efter denna inledande snabba expansion av universum, vilken kallas inflationen, fortsatte expansionen, men i en mycket l�gre hastighet. Universums expansion fors�tter �n idag och kommer troligtvis forts�tta s� l�nge universum existerar.

3. Rekombinationen

Under de f�rsta 10 s efter Big Bang skedde m�nga komplicerade f�r�ndringar som vi inte g�r n�rmare in p� h�r. Men d�refter, 10 s efter Big Bang och fram till 380 000 �r efter Big Bang, var f�rh�llandena n�gorlunda stabila och den s� kallade fotonepoken varade. Epoken kallas s� eftersom universum dominerades av fotoner, vilka �ven kallas ljuspartiklar.

Under de f�rsta minuterna av fotonepoken bildades atomk�rnor tyngre �n v�te (v�tek�rnor, allts� protoner, fanns redan). F�rh�llandena i hela universum var h�r liknande de i dagens stj�rnk�rnor. Efter cirka 30 minuter var 25 % av alla atomk�rnor heliumk�rnor, och ungef�r resten v�tek�rnor. En liten, liten andel atomk�rnor av deuterium, litium och beryllium bildades ocks�. Sedan avstannade atomk�rneproduktionen i stort sett.

D�refter fanns i universum en gas av atomk�rnor, elektroner och fotoner. Denna materia var joniserad, vilket inneb�r att elektronerna var ej bundna till atomk�rnorna som hos vanliga atomer. Detta berodde p� att det fortfarande var f�r varmt f�r detta. Men �ven om protonerna och elektronerna inte satt ihop kolliderade de hit och dit med varandra, och n�r det h�nder bildas fotoner. Fotonerna kolliderade sedan fram och tillbaka med elektroner (fr�mst) och energin spreds j�mnt mellan dem alla. Alla partiklar var i s� kallad termodynamisk j�mvikt. Detta �r ett l�tt tillst�nd att beskriva fysikaliskt, s� universum var egentligen ganska okomplicerat vid denna tid. T�theten av antalet protoner och fotoner var i slutet av denna epok en miljard g�nger st�rre �n nu eftersom universum var en miljard g�nger mindre. Detta inneb�r 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 f�rsta sekunden efter Big Bang och har varit mer eller mindre konstant genom universums historia. Om man r�knar p� fotonernas massa, allts� om man r�knar om deras energi till massa enligt E = mc², var deras densitet i slutet av epoken 200 g�nger st�rre �n bly. Men trycket i gasen runt 380 000 �r efter Big Bang var bara cirka en miljondel av den i v�r atmosf�r.

Gasen n�mns ofta som tjock, men det var den egentligen inte med jordiska m�tt m�tt. Cirka 10 sekunder efter Big Bang var den lika tjock som jordens atmosf�r, och redan efter 10 �r hade universum expanderat s� pass att dess densitet var l�gre �n det b�sta vakuum m�nniskan lyckats �stadkomma.

Temperaturen i gasen i universum var 380 000 �r efter Big Bang cirka 3 000 �C. Dock skulle man inte br�nna sig av gasen, eftersom den var f�r tunn. Man skulle knappt k�nna den. Temperaturen p� 3 000 �C �r ett m�tt p� f�rdelningen av hastigheten p� r�relserna hos de ing�ende partiklarna, inte mer �n s�. Och eftersom det var s� l�ngt mellan partiklarna skulle de inte kunna br�nna en m�nniska. Men d�remot skulle ljuset d�da en! Den ofantliga str�lningen av fotoner skulle omedelbart f�rg�ra en.

Under denna epok var universum ogenomskinligt. Detta eftersom ljuset (fotonerna), som n�mnts ovan, inte var fria att r�ra sig n�gon l�ngre str�cka utan att interagera med fr�mst elektroner, och till liten del protoner. Det kan j�mf�ras med dimma i atmosf�ren, vilken beror p� att fotonernas v�g kr�ks vid passagen av gr�nsskiktet mellan luft och vattendroppe. Dock var gasen som sagt inte s�rskilt t�t med jordiska m�tt m�tt, endast n�gra 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 ljus�r l�ngt (1 s efter Big Bang var det dock s� t�t dimma att man inte hade kunnat se handen framf�r ansiktet). Men transparens i kosmologin inneb�r att man kan se �nd� till �horisonten�, det vill s�ga �nda till gr�nsen av det synliga universum, och 100 000 �r efter Big Bang var 500 ljus�r endast 1 % av detta avst�nd. Men universum blev l�ngsamt mer och mer transparent eftersom densiteten av protoner och elektroner hela tiden minskade med expansionen. I den takten hade det dock dr�jt 45 miljoner �r tills man hade kunnat se �nda till horisonten. Men vad som h�nde var rekombinationen.

Ungef�r 380 000 �r efter Big Bang och n�r universum var cirka 3 000 �C varmt bildades de f�rsta hela atomerna. D� var universum �ntligen s� svalt att de negativt laddade elektronerna nu till�ts att attraheras till de positivt laddade atomk�rnorna. De rekombinerades med varandra. N�r elektronerna �f�ll� till l�gre energiniv�er i omloppsbanor runt atomk�rnor 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, f�r den som hade kunnat se det, var oranget (se bilden f�r en trolig f�rg). Allts�, hade man varit i universum d�, hade man kunnat se �nda till gr�nsen av det synliga universum, och d�r hade det lyst starkt oranget.

Under de n�rmaste sex miljoner �ren f�r�ndrades f�rgen p� ljuset i universum fr�n oranget till allt m�rkare r�tt och slutligen till att bli osynligt infrar�tt ljus. Universum var nu m�rkt. Men s� skulle det inte bli f�r evigt.

2. De f�rsta stj�rnorna

I universum finns m�rk materia och baryonisk materia. M�rk materia vet man inte vad �r f�r n�got, men det kan p�visas genom sin massa. Baryonisk materia �r i huvudsak atomer eller atomers best�ndsdelar, allts� "vanlig materia". B�de m�rk materia och baryonisk materia var efter rekombinationen lite oj�mnt f�rdelat i universum, men olika mycket. Vid 380 000 �r efter Big Bang hade m�rk materia en variation i densitet p� 1 % mellan olika omr�den, medan baryonisk materia hade en variation p� endast 0,01 %. Anledningen till att m�rk materia kunde klumpa sig (eller kollapsa, som man s�ger) mer under denna period �r att partiklarna som utg�r m�rk materia (vilka de nu �r) inte kan kollidera och trycka bort varandra. S� m�rk materia hade, trots universums snabba expansion, b�rjat f�rdela sig n�got oj�mnt redan innan rekombinationen. En klumpning av den baryoniska materian b�rjade f�rst ske vid rekombinationen, och vid 15 miljoner �r efter Big Bang var densitetvariationen lika stor mellan m�rk och baryonisk materia.

Under tiden efter rekombinationen klumpades den m�rka materian allt mer. N�r m�rk 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. D�rf�r kommer m�rk materia inte packas lika t�tt som baryonisk materia. Men till slut har den m�rka materian packats s� mycket det g�r. Resultatet blir en "mini-halo" med cirka h�lften s� stor diameter, och cirka �tta g�nger s� liten volym, som det ursprungliga omr�det med m�rk materia som b�rjade klumpa sig. Denna klumpning av mini-halos plus universums expansion gav en densitetskillnad p� totalt 200 g�nger h�gre densitet i de t�taste omr�dena j�mf�rt 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 m�rka materian. Till slut blev den s� t�t att v�teatomer trycktes ihop till heliumatomer samtidigt som de s�nde ut ljus och v�rme. Det �t�ndes� stj�rnor, en i varje mini-halo. De f�rsta stj�rnorna t�ndes mellan 0,2 och 0,3 miljarder �r efter Big Bang.

F�r att stj�rnor ska bildas beh�vs b�de m�rk och baryonisk materia. M�rk materia klumpar sig �halvdant� till en sorts livmoder inom vilken baryonisk materia sedan klumpas ihop till stj�rnor. Baryonisk materia skulle troligtvis aldrig kunna klumpa ihop sig sj�lvt till stj�rnor, utan beh�ver den m�rka materians gravitationsf�lt. Utan m�rk materia skulle densitetvariationen i universum bara vara 10 % av vad den �r idag. Att m�rk materia kunde b�rja klumpa sig m�rkbart redan f�re rekombinationen har stor betydelse p� universums kraftiga klumpning idag.

I det unga universum skedde klumpningar av materia snabbare �n idag. Klumpningshastigheten, fr�n att materia slutar spridas ut tills att det t�nds till en stj�rna, �r ungef�r lika l�ng som �ldern p� universum. Exempelvis: 0,1 miljarder �r efter Big Bang har materian i ett omr�de 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 h�gre (starkare gravitation �verallt) och dels p� att allt redan var n�rmare varandra.

Dessa klumpar av m�rk materia som bildades under denna tid kallas mini-halos j�mf�rt med de stora halos av m�rk materia som idag finns runt galaxer. En mini-halo var n�gra f� tusen ljus�r i diameter, inneh�ll cirka 1 miljon solmassor av m�rk materia, 100 000 solmassor av atomer (v�te- och heliumgas), hade totalt cirka en miljondel av massan som Vintergatan har, och hade en ensam stj�rna i centrum. De kallas ibland �ven mikrogalaxer. Ett typiskt avst�nd mellan tv� av dessa stj�rnor var hela 10 000 ljus�r.

Dessa f�rsta stj�rnor, eller n�got annat fr�n denna tid, har ej observerats �n eftersom ljuset fr�n dem �r f�r svagt f�r dagens teknik. Vad man tror sig veta fr�n denna tid �r baserat p� observationer fr�n fysikaliska experiment och datormodeller.

Dessa f�rsta stj�rnor var mycket annorlunda mot de stj�rnor som finns i dagens universum. De bestod i stort sett bara av v�te och helium (endast mycket, mycket lite deuterium, litium och beryllium). Dagens stj�rnor best�r i regel av 1 till 2 % tyngre grund�mnen, vilket g�r stor skillnad. Framf�r allt kan s�dan gas svalna mer, d� de st�rre atomernas elektroner l�ttare st�rs och �r med och bildar fotoner som b�r iv�g energi. I dagens universum �r en stj�rnframkallande gas ofta -263 �C, men en gas av endast v�te och helium kan aldrig bli kallare �n -23 �C. Varmare gas har h�gre tryck, d�rf�r m�ste mer gas samlas f�r att gravitationen ska bli tillr�ckligt stor f�r att v�tek�rnor ska b�rja tryckas ihop (fusera) till heliumk�rnor. D�rf�r var de f�rsta stj�rnorna stora, troligtvis n�gra hundra g�nger massivare �n solen. I dagens universum har de flesta stj�rnor en massa som solen eller mindre. Endast n�gra f� har mer �n 60 g�nger solens massa.

Stora stj�rnor str�lar kraftigt och f�rbrukar sitt br�nsle snabbt. Detta eftersom det i centrum, d�r k�rnreaktionerna sker, blir h�gt tryck och d�rmed h�g temperatur. De var f�rmodligen runt en miljon g�nger ljusare �n solen. Skulle jorden cirkulera runt en s�dan stj�rna skulle hela biosf�ren b�rja brinna p� n�gon sekund. Stj�rnan skulle vara stor som en knytn�ve p� rak arm p� himlen.

P� stj�rnornas yta var det cirka 100 000 �C, vilket �r cirka 20 g�nger varmare �n de flesta stj�rnor idag. Med s� varm yta blir mycket av str�lningen ultraviolett ljus. F�r v�ra �gon skulle dessa stj�rnor vara bl�vita (se bilden). Ultraviolett ljus �r mycket destruktivt f�r atomer eftersom det sl�r bort elektroner fr�n dem, allts� joniserar dem. Detta gjorde att gasen runt en stj�rna, 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 f�rsta stj�rnorna var ensamvargar, eftersom inga andra stj�rnor kunde bildas av den joniserade gasen runt omkring dem. D�rf�r var det endast en stj�rna i varje mini-halo. Detta skiljer sig fr�n idag, d�r stj�rnor f�ds i 100- eller 1000-tal fr�n samma nebulosa (dock sprider de oftast ut sig med tiden, p� grund av rotationen fr�n sin galax, tror man) och �r samlade i galaxer.

Stj�rnor fuserar v�te till helium och tyngre �mnen i deras k�rnor (vilka tyngre �mnen beror fr�mst p� stj�rnans massa). De f�rsta stj�rnorna hade f�rbrukat allt sitt v�te redan efter cirka 1 miljon �r. Snart d�refter exploderade de i supernovor. Den efterf�ljande nebulosan (molnet) av stj�rnstoff fr�n varje stj�rna tros ha inneh�llit runt 100 solmassor grund�mnen tyngre �n v�te och helium. Dessa �mnen spreds nu flera tusen ljus�r i varje riktning och blandades med omgivande v�te- och heliumgas. N�r 100 solmassor tyngre �mnen blandas med 100 000 solmassor v�te och helium blir det 0,1 % �f�roreningar� av tyngre �mnen i rymden. Detta kan l�ta som lite men �r det inte. En d�lig dag �r det exempelvis 0,000 1 % smog i luften. Hade det varit 0,1 % smog hade man knappt kunnat se handen framf�r ansiktet. Hur som helst, nu kunde gasen i universum svalna mer och kommande generationer stj�rnor var d�rf�r mindre.

1. De f�rsta galaxerna