Vad är kosmologi

Kosmologin är vetenskapen som undersöker universum och dess utveckling som en helhet. Den är en gren av fysik, men också av astronomi, kort sagt "läran om världsalltet". Kosmologi är ett delområde både i fysik och i astronomi.

Kosmologin som en vetenskap kan man säga står på två ben:

  • Dels på mätningar av olika slags strålning från vårt omgivande världsrymd, med mätmetoder som ofta är utomordentligt sinnrika.

  • Dels på matematiska teorier, där grunden är Einsteins allmänna relativitetsteori, och sedan tillämpar man partikelteorier i lämpliga delar. Teorierna är en förutsättning för att kunna tolka mätresultaten, och mätningarna är förutsättningen för att bekräfta teorierna, på så sett ligger de inlindade i varandra.


Allmänna relativitetsteorin

Kosmologin bygger till stor del på Einsteins allmänna relativitetsteori (från 1915) vilket också kallas för Einsteins gravitationsteori. I den förklaras gravitationen som en geometrisk effekt från krökningen av den fyrdimensionella rummet, eller snarare rum-tiden där tiden uppfattas som den fjärde dimensionen.

Obs! Ska inte blandas ihop med Einsteins speciella relativitetsteori från 1905, som också alltjämt är viktig i fysiken. Den fyrdimensionella rum-tiden lanseras där, men betraktas där inte som krökt. Också formeln som anger massans inneboende energi  E = mc2 kommer därifrån.


Universums expansion

Edvin Hubble fann på 1930-talet, baserad på mätningar på ljus från fjärran galaxer, att universum expanderar. Senare mätningar har bara förstärka denna bild av universum, att avstånden verkar öka mellan galaxhoparna. Det gäller dock bara denna största skala, kosmologiska avstånd, redan inne i galaxhopar håller inbördes gravitation galaxerna ihop så att de inte avlägsnar från varandra.

Einsteins allmänna relativitetsteori visade också en expansion, vilket först var förbryllande, för det var före Hubbles upptäckt. Einstein gjorde då ett tillägg till ekvationerna för att bli av med expansionen. Detta tillägg, den sk. kosmologiska konstanten, kom sedan att bestå, då det har funnits vara användbart av andra skäl.

Senare ansågs dock expansionen vara en stark stöd för Einsteins allmänna relativitetsteori, det var en av orsakerna varför den snabbt blev allmänt accepterad. Den andra orsaken till acceptansen var att Einsteins beräkningar om hur ljuset böjdes av tunga kroppar (som Solen) visade sig vara korrekta.


Kosmologiska ekvationen

En viktig resultat som Einstein kom fram till är den kosmologiska ekvationen. Den är visserligen mindre omtalad än hans andra resultat, men borde bli bättre känd, för det är hans största verk. Det är en matematisk formel som beskriver universums utveckling i mycket stora drag. En central formel i den allmänna relativitetsteorin är den kosmologiska ekvationen. Den är långtifrån så känd som den borde vara. Den visas här nedan. (Klicka på den för en förklaring till delarna.)




Den kosmologiska ekvationen framställer ett allmänt matematiskt villkor för universum i stort att uppfylla, vilket blir ett matematiskt problem att lösa. Genom att lösa det får man olika möjligheter om hur universum i stort kan utveckla sig.

Varje sådan lösning utgår från givna fysikaliska förutsättningar. En sådan är Schwarzschild lösningen, som handlar om sfäriskt symmetriska massor, som regel av storleken som stjärnor eller större. Den leder till resultatet att mycket tunga stjärnor under vissa omständigheter kan kollapsa till svarta hål. En annan, med det långa namnet Friedmann - Lemaitre - Roberson - Walker lösningen, handlar om utveckling av universum som en helhet. Mer om det nedan.

I dessa lösningar utgår man ofta från en symmetri, vilket är rimligt att utgå från, eftersom vi förväntar oss att naturlagarna inte gynnar någon särskild riktning i rummet. (Det finns dock också lösningar som tar med lokala faktorer, t.ex rotation och magnetiska fält, som avviker från den allmänna rumssymmetrin, i synnerhet då när det gäller svarta hål.)

Eftersom allmän relativitetsteori av sin natur är en geometrisk teori uttrycks dessa lösningar som regel i termer av algebraisk geometri, vanligtvis i form av Riemann's tensoralgebra. (Ett alternativt sätt är t.ex att använda den mer matematiskt abstrakta Clifford algebran, ofta refererad bara som "geometrisk algebra").


Steady State teorin

Friedmann, och av honom oberoende LeMaitre, fann redan före 1920-talet en matematisk modell baserad på Einsteins allmänna relativitetsteori, vilket förklarade universums början som ett slags explosion från ingenting. Den modellen vann inte många anhängare att börja med. Mer populärt blev Fred Hoyle's "Steady State" teori, ett slags kontinuerlig expansion som inte hade någon början.  Termen "Big Bang" myntades på 1950-talet som ett nedvärderande beteckning för den konkurrerande teorin, av just Fred Hoyle. Han var en framstående forskare inom astrofysik och kärnfysik, likväl som en uppskattad populärvetenskaplig författare.

Evig expansion kunde teoretiskt åstadkommas genom att anta existensen av ett energifält som ständigt skapar lite partiklar, och precis motverkar den "uttunningen" av materialtätheten som expansionen åstadkommer. Mycket lite partiklar behöver skapas per volym och tidsenhet, och eftersom fält av detta slag har negativ energi, blir summan den att energin ändå bevaras. Den är en snillrik teori, men även om den var den härskande teorin sinom tid, har den senare övergivits av allt fler forskare. I dag är Big Bang teorin helt härskande. Det finns kvar bara enstaka institut som forskar vidare på Steady State banan.




Om kosmologi
Kosmologins standardteori

Den kosmologiska ekvationen framställer ett matematiskt villkor och ett problem att lösa. Genom att lösa det får man olika möjligheter om hur universum i stort kan utveckla sig. Ett möjligt resultat, som är allmänt accepterad i dag, är att universum expanderar, och att den startade med en jättesmäll, ofta kallad "Big Bang", som mer prosaiskt kallas ”kosmologins standardteori”. Här brukar man använda  Friedmann - Lemaitre - Roberson - Walker lösningen (FLRW för kort).

En grundläggande tes i den teorin är att det finns rester kvar av denna urblixt, nu falnad till en radiovågstrålning inom mikrovågsområdet, kallad "mikrovågs bakgrundsstrålning". Den är jämt fördelad på himlavalvet, men med små fluktuationer. Noggranna mätningar av den anses kunna avslöja hur universum började, och när. Den senaste siffran för universums ålder, uträknad ur Big Bang modellen efter mätningar om bakgrundsstrålningen, är 13,84 miljarder år.

Jag kommer längre fram att diskutera vad som möjligen kan menas med "universums ålder". Det är inte riktigt så enkelt som vår jordiska ålder.


Mer om Big Bang teorin

Big Bang teorin beskriver således en expanderande rumsgeometri. Det utgår från FRLW lösningen till den kosmologiska ekvationen. Den ger inget svar på varför eller hur universum börjar, men den är Big Bang teorin som i huvudsak används för att beräkna hur rummets (eller snarare den fyrdimensionella rum-tidens) expansion fortgår därefter.

"Big Bang" är något vilseledande beteckning. Det är inte frågan om en explosion där galaxer sprider sig utåt i rummet. När universum expanderar ändras i stället själva längdskalan, vilket i princip innebär att alla kosmiska avstånd ständigt ökar. Observera dock att inte alla avstånd ökar. Avstånd som bestäms av andra än av kosmologiska storskaliga faktorer ökar inte. T.ex stjärnornas och planeternas inbördes avstånd ökar inte med expansionen, då dessa avstånd styrs av den inbördes gravitationen.

Det finns också särskilda start-teorier om hur universum började, de allra första sekunderna, eller bråkdelar av sekunder. Den start-teorin som kanske har mest anhängare är "inflationsteorin", som beskriver en extremt snabb expansion under en extremt kort tid, som förmodas har drivits i gång av något slags kvantteoretisk energi. Den här "inflations-fasen", en snabb ut-tänjning av rummet, skulle förklara varför framför allt bakgrundsstrålningen är så jämnt fördelat, men ändå med små kännetecknade fluktuationer.

- kortfattad om hur universum blev till


Mikrovågs bakgrundsstrålningen och universums ålder

Man har räknat ut att Big Bang måste ha lämnat efter sig ett slags eko i form av ett falnande ljus. Det ljuset kan vi mäta än i dag, fast det har falnat så att det inte lägre är ljus utan mikrovågsstrålning. Universums expansion nämligen medför att våglängden av den kosmiska bakgrundsstrålningen ständigt ökar. Detta är på sätt och vis en del av rummets grundkonstruktion i Big Bang teorin. Denna i dag rätt svaga strålning når oss från alla håll och är nästan jämnt fördelad i hela universum. En hel del fakta om Big Bang kan fås fram genom att noggrant mäta bakgrundsstrålningen, och jämföra med vad matematiska teorier förutsäger. Bl.a har man kommit fram till att det måste ha gått ca 14,8 miljarder år sedan starten.

Med "ljus" brukar man i kosmologin mena inte bara synligt ljus, utan all elektromagnetisk strålning, alltså också gammastrålning, röntgen, ultraviolett och infraröd ljus, samt mikrovågor och andra radiovågor.

Efter Big Bang har det som i början var en genomträngande blixt av radioaktiv gammastrålning tänjts ut till att bli mikrovågor som nu är som ett svagt brus i bakgrunden. Detta brukar beskrivas i två etapper. I början var partikeltätheten stor, så strålningen kunde inte komma långt innan den fångades i partikelreaktioner. I några hundratusen år av snabb (fast minskande) expansionstakt hade strålningen falnat till synligt ljus, som då för första gången hade spelrum nog för att färdas fritt i längre sträckor. Sedan dess, efter ca 14,8 miljarder år av lugnare expansion av rummet, har detta "första ljus" färdats ganska fritt, och våglängden av detta som nu kallas bakgrundsstrålningen har gradvis ökat till att bli radiovågor inom mikrovågsbandet.


Astropartikelfysik

I moderna termer måste man också ta hänsyn till partikelfysik, någonting som har expanderat på senare tid, och är den nyaste delen av vår kunskap om universum. Astropartikelfysiken undersöker hur universums utveckling kan påverkas av det man kommit att veta om partikelfysiken.

Universum är ju full av partiklar, och korsas härs och tvärs av partiklar av många olika slag. Allt som finns, vi, planeter, stjärnor, galaxer, och allt mellan dem är partiklar, och därtill diverse kraftfält, som också de ska vara gjorda av partiklar, som det har visat sig. Sådant kan inte Einsteins gamla kosmologiska teori ta hänsyn till, utan den behandlar universums innehåll som en tämligen jämn och kontinuerlig massa. I stora mått  fungerar den bra ändå, men när det gäller små detaljer, och tiden alldeles i början av Big Bang, då måste man ta hjälp av andra teorier.

Big Bang, räknar man med, lämnade efter sig också en mängd kosmisk strålning i form av åartiklar. Främst neutrinon, som är extremt lätta och snabba, och reagerar sällan med annan materia.

Därtill kan det finnas tunga långsamma partiklar, som man inte ännu vet mycket om. Mätning av galaxernas och galaxhoparnas massor visar att så mycket som 80% av all massa verkar vara av annat slag än man ännu så länge känner till. Det kallas "den mörka massan".

Ska inte blandas ihop med "mörk energi", som är ett slags hypotetisk energi som skyndar på expansionene av universum. Mätningar visar nämligen att expansionen är snabbare än den borde vara. Någonting trycker på, och det extra trycket har fått namnet "mörk energi".

Stjärnor och stjärnhopar

Avstånden i universum är enorma, men kan ändå mätas. Ett ljusår är den sträckan som ljuset färdas på ett år, ca 10 biljoner km, 63 000 gånger avståndet till Solen. Det är ca 4 ljusår till vår närmaste granne till stjärna (Alfa Centauri). Många stjärnor är inte ensamma, utan bildar små grupper, eller större stjärnhopar. Man anser att stjärnorna oftast föds av stora stoftmoln ett flertal åt gången, varför det är vanligt att stjärnorna håller ihop i grupper eller hopar.

Obs! Stjärnbilder är oftast inte sådana grupper eller hopar. De flesta av stjärnbilderna består av stjärnor som ligger på mycket olika avstånd från oss, och det är bara skenbart att de bildar en stjärnbild. Men det finns undantag: Plejaderna bildar en hop, och en annan är Hyaderna i Oxens stjärnbild. De flesta stjärnhoparna kan inte ses med blotta ögat, men de kan vara mycket spektakulära att se med ett teleskop. Många stjärnor visar sig också att vara två eller fler, även betraktad med ett ganska litet teleskop.

Allting pekar på att Solen är en ensam stjärna, och det är lite märkligt och kräver en förklaring, eftersom det är färre sådana. Man antar att också Solen föddes ihop med några "syskon", men har sedan råkat komma ifrån dem. Någonting har inträffat som har stört dem, men man vet ännu inte vad.


Galaxer och galaxhopar

Större formationer som stjärnorna bildar, tillsammans med stoftmoln och annat, är galaxerna. Vår hemgalax, där vår hemstjärna Solen finns, Vintergatan, är ca 100000 ljusår i diameter. Jämfört med galaxen är stjärnorna och planeterna försvinnande små, som dammkornen är i jämförelse med planeten jorden. Det beräknas vara några hundra miljarder stjärnor i vår galax. Det är mycket, men betyder ändå att stjärnorna ligger mycket glest med långa avstånd mellan.

Galaxer finns det av olika former, en del är klotrunda eller elliptiska. Vår galax tillhör en vanlig typ som kallas spiralgalaxer. Man diskuterar fortfarande inom vetenskapen hur galaxerna egentligen formades. Den mörka materien kan ha en stor betydelse där, det är en hypotes. Någonting som man tror sig veta ganska säkert är att det finns gigantiska svarta hål i centrum av galaxer, särskilt i spiralgalaxer.

Galaxerna å sin sida formar hopar, också Vintergatan tillhör en galaxhop tillsammans med Andromedagalaxen och några till. Galaxernas avstånd från varandra i hoparna är inte så stor jämfört med deras storlek. Det förekommer rätt vanligt att galaxer kolliderar med varandra, och så kanske bildar med tiden större galaxer. Sådant tar miljarder år och är faktiskt ingen katastrof. På grund av galaxers oerhörda storlek jämfört med stjärnorna är sannolikheten att stjärnorna eller planeterna skulle kollidera nästan obefintlig. I stället arrangeras bara stjärnornas inbördes rörelser om.

Än större formationer finns det i universum. Man talar om att galaxhoparna bildar strängar och celler i universum, och mitt i mellan dem är det relativt tomt. Forskningen där pågår ännu intensivt, och resultaten kan komma att ändras.


Om universums expansion

När vi talar om universums expansion, kan den inte märkas inom galaxer eller galaxhopar, där är inbördes gravitation stark nog och håller dem ihop. Det är alltså inte så att universums expansion skulle med tiden öka avståndet mellan planeter, stjärnor, eller ens mellan galaxer. Först i mycket större formationer tar expansionen överhanden.

Det finns ett avstånd runt en galaxhop där expansion och gravitation tar ut varandra (sk. noll-gravitationsyta). Avståndet beror på den aktuella massfördeningen i galaxhopen, men storleksordningen är bortåt 10 miljoner ljusår. Först bakom denna gräns är det expansion som gäller.
Massan och grundämnen

Materia brukar man kalla det som väger något, som har ett mätvärde som kallas massa, och som påverkas av gravitation. Ibland kallas den därför bara massa. Materiens ursprung i universum är under diskussion, det finns ingen slutgiltig lösning än. När väl lätta grundämnen har bildats, bildas stjärnor. De innehåller i början i huvudsak väte och helium. Kärnprocesserna börjar när materien pressas ihop av gravitationen. Det är väte som är kärnbränslet i början. Tyngre atomkärnor skapas med kärnprocesser successivt av de lättare, och det kan pågå enda till järn. Då är bränslet slut. Stora stjärnor exploderar då som supernovor och sprider stoft omkring, som innehåller grundämnen från litium till järn och nickel. De allra tyngsta grundämnena, de som är tyngre än järn, bildas vid själva explosionen.


Syntesen av lätta de grundämnena

Stjärnor bildar också helium, men mängden beräknas inte på långa vägar motsvara det som verkligen finns i universum. Big Bang teorin kan faktiskt förklara detta. Framför allt, bildas en stor del av helium i universum under den "stora smällen".

Universum innehåller totalt sett (avrundat till hela tal) ca 20% helium (He) och ca 80% väte (H) . I stjärnor och supernova explosioner bildas ytterligare tyngre grundämnen, men de utgör tillsammans bara ca 1% av alla atomkärnor som finns i universum.

Att mängderna av helium och väte delar sig på detta sättet, för det har man inte funnit någon bättre förklaring än just Big Bang. Det räknar man visserligen inte direkt ur allmänna relativitetsteorin, utan man använder sk. FRLW-lösningen som en grundförutsättning, som anger hur materialtätheten i universum utvecklas. Utgående från detta är det sedan kärn- och partikelfysiken som ger svaret på hur mycket helium som skapas.


Den mörka materien

Tyngdkraften, gravitationen, är vad som håller stjärnor och planeter på sina banor. När astronomerna (på 1970-talet och framåt) började noggrant mäta stjärnornas rörelser i galaxerna kom man på att det inte stämde. Det verkade finnas mycket mer massa där än vad kunde ses, som påverkade rörelserna med sin tyngdkraft. Man kunde inte hitta denna massa någonstans i galaxerna med teleskopen eller med andra sätt att mäta ljus eller strålning. Den verkar verkligen vara helt mörk. Det är därför den kallas för den "mörka massan". Man vet ännu ingenting om den, utom just dess tyngdkraft. Den största delen av all massan i universum förefaller vara av denna okända mörka sort.



Den mörka energin

Om nu universum startade med ett smäll och expanderar sedan dess borde gravitationen göra att expansionen med tiden minskar. Så trodde man också länge, men senare mätningar har visat att expansionstakten i stället verkar öka något. Någonting driver på, och det kallas för "mörk energi".

Ordet "mörk" är här bara symbolisk i den meningen att den här kraftens sanna karaktär ännu så länge ligger "i mörker" för oss. Inte desto mindre verkar den utgöra största delen av all energi i universum (och den är alls inte relaterad till den mörka massan som talas om ovan, man har bara råkat välja kalla dem "mörka" i båda fallen).


Allt tillsammans

Den mörka massans andel av universums all massa är ca 80%, och alltså bara 20% är vårt vanliga materia. Massa är energi, enligt Einsteins formel E = mc2. , och tar man i beräkning också den mörka energin, ser siffrorna om energifördelning i olika energiformer i universum ut ungefär så här:

Vanlig materia (som vi själva, planeter och  stjärnor är gjorda av): 4-5 %, mörk massa: ~23 % , mörk energi: ~72 %.

(I litteratur förekommer något varierande siffror beroende på vilka mätningar de baseras på.)
   Del 1 - inledning
   Del 2 - universums massor strukturer
Fotnot: De matematiska härledningarna som förekommer på dessa sidor följer inte gängse standard för vetenskpliga publikationer. Det är helt avsiktligt, då jag vill inte falskeligen göra gällande att de skulle vara akademiska arbeten.