big bang

I løpet av årene er det utviklet et mer detaljert bilde av universets tidligste historie. Den foretrukne modellen for den første fasen etter det store smellet er inflasjonskosmologi: Rundt det såkalte Grand Unified Theory-tidspunktet (GUT-tiden), 10^-35 (se tall på standardform)sekunder etter det store smellet, var universet dominert av et skalarfelt med ufattelig stor energitetthet som var en kilde til frastøtende gravitasjon og kraftig akselerert utvidelse. Selv om inflasjonsfasen bare varte i 10^-33 sekunder, utvidet universet seg med en faktor på minst 10²⁶ i løpet av denne tiden. Universets nåværende ekspansjon er restene etter denne voldsomme hendelsen.

Ved slutten av inflasjonsperioden førte kvantemekaniske prosesser til at energien til skalarfeltet gikk med til å danne stråling og elementærpartikler.

Rett etter inflasjonsperioden var universet dominert av meget energirik stråling (fotoner) og partikler. Kollisjoner mellom fotoner omdannet strålingsenergi til materiepartikler (og antipartikler). Omvendt førte kollisjoner mellom partikler og deres antipartikler til såkalt annihilasjon av disse parene og dannelse av nye fotoner.

Et partikkel-antipartikkelpar omdannes altså til et fotonpar. Hvis antallet partikler hadde vært nøyaktig det samme som antall antipartikler, ville det praktisk talt ikke være noe materie (eller antimaterie) igjen til å danne stjerner og galakser. Man har kunnet vise at det i universet i dag finnes omtrent én partikkel for hver milliard fotoner. Det vil si at det i det tidlige univers var en overvekt på cirka én partikkel per milliard partikkel-antipartikkel-par. Jakten på en forklaring av hvordan denne overvekten har oppstått er fortsatt et aktivt forskningsområde. (Se antimaterie og elementærpartikkelfysikk).

Ved hjelp av en enkel formel kan man beregne hvordan temperaturen, på grunn av utvidelsen, avtok etter hvert som tiden gikk. Etter ett sekund var temperaturen sunket til ti milliarder grader, og etter noen minutter var den under én milliard grader. Velkjent kjernefysikk kan da beskrive hvilke kjernereaksjoner som fant sted og hvilke grunnstoffer som ble dannet. Nøyaktige beregninger viser at det ble dannet cirka 23 prosent heliumkjerner, litt av andre lette grunnstoffer som deuterium og litium, og resten (altså cirka 77 prosent) hydrogenkjerner (protoner). Disse kjerneprosessene varte i omtrent ett kvarter og kalles den kosmiske nukleosyntesen. Da ble de første atomkjernene (tyngre enn hydrogenets) dannet. Universet ble hele tiden kaldere, på samme måte som at en gass i en lukket beholder blir kaldere hvis beholderen utvider seg.

Da universet var cirka 400 000 år gammelt, hadde temperaturen sunket til omtrent 3000 grader, og elektronene ble fanget inn av atomkjernene og dannet atomer: hydrogenatomer, heliumatomer og små mengder litiumatomer. De første atomene ble altså dannet omtrent 400 000 år etter big bang. Strålingen ble tilsvarende kaldere, og fikk dermed lengre bølgelengde. Gamma- og røntgenstråling ble etter en million år til synlig lys. I dag har strålingen en bølgelengde som tilsvarer mikrobølger, og kalles den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Den tilsvarer den strålingen som kommer fra et legeme med en temperatur på knapt tre grader over det absolutte nullpunkt.

Big bang-modellen forutsier altså to spesifikke fenomener: en spesiell fordeling av de lette grunnstoffene (alle de tyngre stoffene er dannet senere i stjerner) og eksistensen av mikrobølgestråling fra alle retninger i rommet. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble oppdaget av Arno Penzias og Robert Woodrow Wilson i 1964, og det har siden blitt gjennomført svært detaljerte målinger. Målinger gjort med COBE-satellitten bekreftet med høy presisjon at den kosmiske bakgrunnsstrålingen er svartlegemestråling, som forutsagt av big bang-modellen.

På 2000-tallet har satellittobservatoriene WMAP og Planck målt de små temperaturvariasjonene som ifølge teorien må finnes i bakgrunnsstrålingen. Forholdstallet mellom elementærpartikler og fotoner i universet kan utledes fra disse variasjonene, og når det er kjent, kan man beregne teoretisk de mengdeforholdene av grunnstoffene som ble dannet i den kosmiske nukleosyntesen. Disse forutsigelsene er så blitt testet med observasjoner av systemer der nukleosyntese i stjerner ikke har påvirket mengdeforholdene. Resultatene så langt er at big bang-modellens forutsigelser for helium-3 og helium-4 stemmer godt, men at det er betydelig avvik mellom teori og observasjoner for litium-7. Dette avviket kan skyldes at modellene for litiumproduksjon ikke er gode nok.

Relativitetsteorien har begrenset gyldighetsområde. Den er en såkalt klassisk (ikke kvantemekanisk) teori. Klassisk teori kan ikke beskrive kvanteeffekter som trolig har eksistert i de aller første øyeblikkene av universets historie. Grensen for hvor relativitetsteorien er gyldig finnes ved plancktiden, som er en svært liten brøkdel av et sekund etter universets begynnelse, nærmere bestemt 5,4·10^-44 sekunder. Mange astronomer antar at det eksisterte en form for kvantefluktuasjoner i selve rommet før plancktiden. Dette var en kaotisk tilstand der tid og rom, slik vi oppfatter disse begrepene, ikke eksisterte. En beskrivelse av selve det store smellet vil vi ikke få før vi har en gyldig teori for kvantegravitasjon.

• universet
• kosmologi
• kosmisk bakgrunnsstråling