Universum är ungefär 13,8 miljarder år gammalt. Under nästan hela denna tid har det expanderat, svalnat och förändrats. Det som från början var ett extremt varmt, tätt och nästan jämnt kosmos utvecklades steg för steg till en väldig kosmisk väv med galaxer, stjärnor, svarta hål, planeter och till sist människor som kan försöka förstå hur allt gick till.

Big Bang var inte en explosion från en punkt ut i en färdig tom rymd. Modellen beskriver ett tidigt tillstånd där själva rymden expanderade. När expansionen sänkte temperaturen kunde först partiklar, sedan atomkärnor och därefter neutrala atomer bildas. Små ojämnheter växte genom gravitationen. Mörk materia hjälpte till att bygga de första strukturerna, gas samlades i dem och de första stjärnorna tändes.

Stjärnorna förändrade universum i grunden. De skapade många av de tyngre grundämnen som inte hade kunnat bildas under Big Bang och spred ut dem när de åldrades och dog. Nya stjärnor och planeter växte fram ur det återanvända materialet. Vätet i våra kroppar har till stor del funnits sedan universums första minuter, medan vårt kol, syre, kalcium och järn har en historia som går genom tidigare generationer av stjärnor.

Vi vet mycket om denna utveckling, men inte allt. Universums expansion, bakgrundsstrålningen och de lätta grundämnenas ursprung är mycket starkt belagda. Inflation är en ledande men ännu inte direkt bekräftad förklaring till det allra tidigaste universum. Mörk materia och mörk energi behövs för att förklara observationerna, men forskarna vet fortfarande inte vad de egentligen består av.

Universums historia i korthet

Universums historia kan förstås som en lång kedja där varje skede skapade förutsättningarna för nästa. Expansionen gav kylning. Kylningen gjorde stabila partiklar och atomer möjliga. Gravitationen förstärkte små ojämnheter. Stjärnor skapade nya ämnen. Galaxer återanvände gasen om och om igen.

Ungefärlig tid	Avgörande förändring	Vad den gjorde möjligt
Den yttersta tidiga gränsen	Känd fysik blir otillräcklig	Behovet av en teori för kvantgravitation
Möjligen under en bråkdel av den första sekunden	Kosmisk inflation	Ett mycket jämnt och nära plant universum med små strukturfrön
Omkring en miljondels sekund	Kvarkar binds till protoner och neutroner	Stabilare byggstenar för atomkärnor
De första minuterna	Lätta atomkärnor bildas	Väte, helium och små mängder litium
Omkring 50 000 år	Materia blir viktigare än strålning	Effektivare tillväxt av gravitationella strukturer
Omkring 380 000 år	Neutrala atomer bildas	Universum blir genomskinligt och bakgrundsstrålningen frigörs
Omkring 100–200 miljoner år	De första stjärnorna tänds	Stjärnljus och de första tyngre grundämnena
Under den första miljarden år	Galaxer växer och gasen återjoniseras	Ett ljusare och mer strukturerat universum
Omkring tre miljarder år	Den kosmiska stjärnbildningen når sin topp	Snabb tillväxt av stjärnor och galaxer
Under många miljarder år	Galaxer växer, samverkar och återvinner materia	Kemiskt rikare stjärnor och planetsystem
För 4,57 miljarder år sedan	Solen bildas	Solsystemets protoplanetära skiva
För 4,54 miljarder år sedan	Jorden bildas	En stenplanet där liv senare kan uppstå
I dag	Expansionen accelererar	En framtid som sannolikt blir allt kallare och mer utspädd

Den centrala förklaringen är alltså inte att universum plötsligt fylldes av färdiga galaxer. Det tidiga universum innehöll små skillnader i täthet. Gravitationen gjorde skillnaderna större, men processen tog tid. Mörk materia bildade ett slags gravitationell stomme. Gas föll in, kyldes och blev till stjärnor. Stjärnornas liv och död berikade gasen, som sedan kunde bilda nya stjärnor och planeter.

Big Bang var inte en explosion i tom rymd

Big Bang är namnet på den modell som beskriver hur universum utvecklades från ett mycket varmt och tätt tidigt tillstånd. Den beskriver expansionen, avkylningen och de fysiska processer som följde. Modellen säger inte att materia exploderade från en punkt och flög ut genom ett redan existerande tomrum.

Själva rymden expanderade

När astronomer talar om universums expansion menar de att avståndet mellan mycket avlägsna, obundna områden ökar. Det är inte nödvändigtvis samma sak som att galaxerna färdas genom en stillastående rymd på samma sätt som splitter från en bomb.

I den allmänna relativitetsteorin kan själva rumtidens geometri förändras. En galax kan ligga nästan stilla i sin lokala omgivning samtidigt som det storskaliga avståndet till andra galaxer växer.

Det finns därför ingen plats i universum där man kan peka och säga att explosionen började just där. Expansionen ägde rum överallt i den del av universum som vi kan beskriva.

En observatör i en avlägsen galax skulle se samma övergripande mönster: ju längre bort andra obundna galaxer ligger, desto snabbare tycks avståndet till dem öka. Det gör inte vår galax eller den avlägsna galaxen till universums verkliga centrum.

Universum expanderar inte in i något känt yttre rum

Vardagliga föremål expanderar normalt in i sin omgivning. En ballong blir större i ett rum. En explosion sprider sig genom luft eller vakuum. Universums expansion behöver däremot inte ha något omgivande rum att breda ut sig i.

I standardkosmologin är rymden inte ett föremål placerat i en större behållare. Frågan om vad universum expanderar ”in i” kan därför bygga på en bild som inte passar den fysikaliska modellen.

Det betyder inte att forskningen har bevisat att inget större sammanhang kan finnas. Det betyder att ett yttre rum inte behövs för att förklara den expansion vi observerar.

Big Bang inträffade inte på en enda plats

Om hela det observerbara universum var mycket tätare förr, gällde detta alla dess delar. Den materia som i dag finns i Vintergatan befann sig inte vid en gemensam explosionspunkt tillsammans med resten av universum. Den låg närmare den materia som senare blev andra galaxer därför att alla kosmiska avstånd var mindre.

En bättre mental bild är därför inte en bomb utan en geometri vars skala förändras.

Liknelsen med russin i en jäsande deg kan ibland hjälpa. När degen sväller ökar avstånden mellan russinen utan att något russin behöver vara expansionens centrum. Men även den liknelsen är begränsad: degen expanderar i ett omgivande rum, medan universum inte behöver göra det.

Hur forskarna vet vad som hände

Ingen enskild observation bär hela Big Bang-modellen. Den moderna kosmologin är stark därför att flera oberoende mätmetoder pekar mot samma övergripande historia.

Astronomer mäter galaxers ljus, bakgrundsstrålningens mikrovågor, grundämnenas mängder, stjärnors åldrar, gravitationslinser, supernovor, galaxernas fördelning och gravitationsvågor. Varje observation testar en annan del av modellen.

Observation	Vad den visar	Viktig begränsning
Galaxernas rödförskjutning	Universum expanderar	Lokala galaxrörelser måste skiljas från expansionen
Kosmisk bakgrundsstrålning	Universum var hett, tätt och mycket jämnt	Den visar universum vid cirka 380 000 års ålder, inte tidpunkten noll
Deuterium och helium	Lätta atomkärnor bildades i det tidiga universum	Litium passar sämre än de övriga ämnena
Galaxernas storskaliga fördelning	Små tidiga ojämnheter växte till en kosmisk väv	Resultaten jämförs med statistiska modeller
Baryoniska akustiska oscillationer	En bevarad kosmisk avståndsskala	Kräver stora och noggrant kartlagda galaxurval
Typ Ia-supernovor	Den sena expansionen accelererar	Ljusstyrkor och avstånd måste kalibreras
Gravitationslinser	Det finns mer graviterande massa än den synliga	Avslöjar inte automatiskt vad mörk materia består av
Galaxers rotationshastigheter	Synlig materia kan inte ensam hålla ihop galaxerna	Rotationskurvor är ett av flera belägg
Unga galaxer	Stjärnbildning och kemisk utveckling började tidigt	Ljusstyrka ger inte alltid en enkel och säker massa
Gravitationsvågor	Kompakta objekt som svarta hål kan smälta samman	Inga ursprungliga inflationsvågor har bekräftats

En bred och lättillgänglig orientering finns i NASA:s översikt över universums kosmiska utveckling.

Rödförskjutningen visar att avstånden växer

När ljusets våglängd ökar förskjuts det mot den röda delen av spektrumet. Ljuset från de flesta avlägsna galaxer är rödförskjutet. Ju längre bort galaxen ligger, desto större är rödförskjutningen i genomsnitt.

På mindre kosmologiska avstånd kan sambandet beskrivas med Hubble–Lemaîtres lag:

[
v = H_0d
]

Här är (v) den ungefärliga recessionshastigheten, (d) avståndet och (H_0) universums nuvarande expansionshastighet per avståndsenhet.

På stora avstånd räcker inte denna enkla formel. Där måste astronomerna använda en fullständig kosmologisk modell eftersom expansionstakten har förändrats under ljusets färd.

Den kosmologiska rödförskjutningen ska inte heller enbart förstås som en vanlig dopplereffekt. Ljusvågorna sträcks medan de färdas genom en expanderande rymd.

Bakgrundsstrålningen är ett av de starkaste beläggen

Hela himlen är fylld av en svag mikrovågsstrålning med en temperatur på cirka 2,725 kelvin. Strålningen har nästan exakt det spektrum som förväntas från ett universum som en gång befann sig i termisk jämvikt vid mycket hög temperatur.

Bakgrundsstrålningen är inte en efterglöd från en explosion i ett centrum. Den kommer från alla riktningar därför att varje siktlinje når den avlägsna region där det tidiga universum blev genomskinligt.

Dess små temperaturvariationer avslöjar dessutom de tidiga skillnader som senare växte till galaxer och galaxhopar.

De lätta grundämnena fungerar som ett kärnfysiskt test

Beräkningar av det tidiga universum förutsäger bestämda mängder väte, helium, deuterium och litium. När astronomerna mäter ursprungliga eller mycket gamla gasmiljöer stämmer deuterium och helium väl med modellens förutsägelser.

Särskilt viktigt är att mängden vanlig materia som behövs för nukleosyntesen också passar den mängd vanlig materia som härleds från bakgrundsstrålningen. Två helt olika observationer pekar därmed mot samma kosmiska baryontäthet.

Litium-7 är ett undantag. Gamla stjärnor tycks innehålla mindre litium än de enklaste beräkningarna förutsäger. Det kosmologiska litiumproblemet är fortfarande olöst, men det innebär inte att resultaten för väte, deuterium och helium har försvunnit.

Baryoniska akustiska oscillationer är ett kosmiskt måttband

Före rekombinationen bildade vanlig materia och ljus ett tätt plasma. Gravitation drog materia mot tätare områden, medan strålningens tryck motverkade hopklumpningen. Resultatet blev akustiska vågor som rörde sig genom plasmat.

När universum blev genomskinligt stannade vågornas utveckling i sin dåvarande form. Den karakteristiska skalan finns kvar både i bakgrundsstrålningen och i galaxernas senare fördelning.

Astronomer kan därför använda skalan som en standardlinjal och mäta hur universums geometri och expansion har förändrats.

Supernovor avslöjade den accelererade expansionen

Typ Ia-supernovor kan standardiseras så att deras observerade ljusstyrka ger ett mått på avståndet. När forskare på 1990-talet studerade mycket avlägsna supernovor fann de att universums expansion inte bara fortsatte. Den hade börjat accelerera.

Upptäckten ledde till begreppet mörk energi. Senare mätningar av bakgrundsstrålning och baryoniska akustiska oscillationer har förstärkt den övergripande bilden.

Modellerna måste klara flera test samtidigt

En kosmologisk modell kan inte räddas av att den passar en enda typ av data. Den behöver samtidigt kunna förklara bland annat:

• bakgrundsstrålningens temperatur och variationer
• de lätta grundämnenas mängder
• universums nuvarande expansion
• galaxernas storskaliga struktur
• gravitationslinser
• supernovornas avstånd
• mängden galaxhopar
• hur snabbt strukturerna har vuxit

Det är därför rubriker om att en enskild ny galax skulle ha ”motbevisat Big Bang” nästan alltid är missvisande. Nya observationer kan skapa problem för modeller av stjärnbildning eller galaxers tillväxthastighet utan att samtidigt undanröja bakgrundsstrålningen, nukleosyntesen och expansionen.

Vad forskningen vet – och vad den inte vet

Kosmologin innehåller både mycket säkra resultat och stora luckor. De ska inte blandas ihop.

Kunskapsnivå	Exempel	Vad det innebär
Direkt observerat	Rödförskjutning, bakgrundsstrålning, gravitationslinser och gravitationsvågor	Instrument har mätt fenomenen
Väletablerad modell	Expansion från ett hett tillstånd, nukleosyntes och rekombination	Modellen förklarar flera oberoende observationer
Starkt stödd men ofullständig	Inflation, kall mörk materia och galaxers återkoppling	Huvudbilden fungerar men den underliggande fysiken är inte fullt känd
Spekulativ hypotes	Multiversum, kosmisk studs och vakuumsönderfall	Möjliga idéer utan direkt bekräftelse

Att mörk materia behövs i standardmodellen är alltså betydligt säkrare än att mörk materia består av en viss föreslagen partikel. På samma sätt är den accelererade expansionen observerad, medan mörk energis egentliga natur är okänd.

Plancktiden och den yttersta kunskapsgränsen

När forskarna följer universums utveckling bakåt stiger temperatur, täthet och energi. Till slut når beskrivningen en skala där allmän relativitet och kvantmekanik måste användas samtidigt.

Plancktiden är ungefär:

[
5,4 \times 10^{-44}\ \text{sekunder}
]

Det är en så kort tid att vanliga tidsjämförelser blir meningslösa. En sekund innehåller ofattbart många Plancktider.

Plancktiden är dock inte ett observerat ögonblick då forskarna vet att universum skapades. Den markerar ungefär den skala där våra etablerade teorier inte längre kan användas var för sig på ett säkert sätt.

Två framgångsrika teorier som inte räcker tillsammans

Allmän relativitet beskriver gravitation, rumtid, stjärnor, svarta hål och universums storskaliga utveckling. Kvantmekanik och kvantfältteori beskriver partiklar och krafter på mycket små skalor.

Båda teorierna är extremt väl testade inom sina respektive områden. Problemet uppstår när mycket stora energier och mycket små avstånd kombineras, som i det yttersta tidiga universum eller nära den klassiska kärnan i ett svart hål.

Där behövs en fungerande teori för kvantgravitation. Flera kandidater finns, men ingen har fått en avgörande experimentell bekräftelse.

En matematisk singularitet är inte ett observerat föremål

Om den klassiska allmänna relativiteten följs hela vägen bakåt kan ekvationerna ge en singularitet där täthet och rumtidskrökning går mot oändliga värden.

Det betyder inte nödvändigtvis att naturen verkligen befann sig i en fysisk punkt med oändlig täthet. Det kan i stället betyda att teorin används utanför sitt giltighetsområde.

En singularitet i en matematisk modell är därför inte samma sak som en direkt observerad början. Forskningen kan beskriva universum mycket långt tillbaka, men inte säkert hela vägen till ett absolut tidpunkt noll.

Vad fanns före Big Bang?

Det finns inget bekräftat svar.

I vissa modeller har tiden en första gräns. Då fungerar frågan om vad som hände ”före” ungefär lika dåligt som frågan om vad som ligger norr om Nordpolen. Ordet före förutsätter en tidslinje som kanske inte fortsätter längre bakåt.

I andra modeller finns ett tidigare skede. Universum kan exempelvis ha genomgått en sammandragning före en kosmisk studs, eller ha uppstått ur ett kvantmekaniskt tillstånd där vanlig tid inte fungerar som i dag.

Sådana modeller är vetenskapligt undersökbara idéer, men ingen av dem har bekräftats som universums verkliga förhistoria.

Det korrekta svaret är därför att modern fysik ännu inte vet om något fanns före det heta tidiga universum eller om frågan kräver en helt annan förståelse av tid.

Kosmisk inflation – den ledande men inte bevisade förklaringen

Inflation är teorin om ett extremt kort skede av mycket snabb accelererad expansion i det tidiga universum.

Den vanliga bilden är att inflationen inträffade före det heta partikelstadium som normalt avses när man talar om Big Bang. När inflationen upphörde omvandlades den drivande energin till partiklar och strålning i en process som brukar kallas återuppvärmning.

Inflation och Big Bang är därmed inte synonymer. Inflation är en föreslagen förklaring till hur det heta expanderande universumet fick sina första övergripande egenskaper.

Varför universum är så jämnt

Bakgrundsstrålningen har nästan samma temperatur i riktningar som, enligt en enkel icke-inflationär beskrivning, inte borde ha hunnit utbyta information med varandra.

Inflation kan lösa problemet genom att dagens avlägsna områden en gång låg mycket nära varandra. De kunde då nå termisk jämvikt innan den snabba expansionen skilde dem åt.

Varför universum verkar nästan plant

Universums rumsliga geometri ligger mycket nära plan. Det kan jämföras med att en liten del av jordytan ser platt ut eftersom jordens krökning är liten över ett begränsat område.

Inflation sträcker ut den rumsliga geometrin så kraftigt att en eventuell ursprunglig krökning blir mycket svår att se inom det observerbara universum.

Varför vissa hypotetiska reliker saknas

Vissa högenergiteorier förutsäger tunga eller exotiska partiklar som borde ha funnits i stora mängder i det tidiga universum. Inflation skulle kunna späda ut sådana reliker tills de blev extremt sällsynta.

Detta är en av teorins ursprungliga drivkrafter, men det är inget direkt bevis eftersom de hypotetiska partiklarna i sig inte har bekräftats.

Små kvantfluktuationer kan ha blivit galaxernas frön

I kvantfysiken är tomrum inte fullständigt stilla. Fält har små variationer. Under inflationen kan sådana kvantfluktuationer ha sträckts till kosmiska skalor.

Efter inflationen motsvarade variationerna små skillnader i täthet. De tätare områdena drog till sig mer materia och blev med tiden galaxer, galaxhopar och den kosmiska vävens filament.

Detta är en av den moderna kosmologins mest anmärkningsvärda idéer: strukturer som i dag är miljontals ljusår stora kan ha sitt ursprung i kvantmekaniska variationer på ofattbart små skalor.

Vad observationerna stödjer

Bakgrundsstrålningen visar flera egenskaper som passar den breda inflationsbilden:

• universum är mycket jämnt
• geometrin ligger nära plan
• de ursprungliga variationerna är nästan men inte exakt lika starka på alla skalor
• variationerna har ett statistiskt mönster som stämmer väl med enkla inflationsmodeller

Detta är starkt indirekt stöd. Men forskarna har ännu inte identifierat det fält som drev inflationen eller visat vilken av de många modellerna som är korrekt.

Ursprungliga gravitationsvågor är ännu inte bekräftade

Vissa inflationsmodeller förutsäger ett särskilt mönster av gravitationsvågor från det tidiga universum. Dessa skulle kunna lämna avtryck i bakgrundsstrålningens polarisation.

Någon avgörande upptäckt har ännu inte gjorts. De gravitationsvågor som LIGO, Virgo och KAGRA har registrerat kommer i stället från sena händelser som sammanslagningar mellan svarta hål och neutronstjärnor.

Inflation ska därför beskrivas som den ledande teorin, inte som ett observerat faktum på samma nivå som universums expansion eller bakgrundsstrålningen.

Det tidiga universum var ett hett partikelhav

Efter det yttersta tidiga skedet var temperaturen för hög för att atomer eller atomkärnor skulle kunna bestå. Energi omvandlades ständigt till partiklar och antipartiklar, som i sin tur kunde kollidera och omvandlas till strålning.

Universum var inte fyllt av små färdiga kulor som flög omkring i ett tomrum. Det var ett extremt tätt tillstånd av kvantfält, partiklar, antipartiklar och strålning.

När rymden expanderade sjönk energitätheten och temperaturen. Det gjorde stegvis mer stabila strukturer möjliga.

Kvarkar och gluoner

Kvarkar är de grundläggande beståndsdelarna i bland annat protoner och neutroner. Gluoner förmedlar den starka kärnkraft som binder samman kvarkarna.

I det mycket heta tidiga universum fanns ett kvark-gluonplasma där kvarkarna ännu inte var permanent bundna i protoner och neutroner.

Ungefär en miljondels sekund efter det tidiga heta tillståndet hade temperaturen sjunkit så mycket att kvarkarna kunde bindas i sammansatta partiklar.

Protoner består av två uppkvarkar och en nedkvark. Neutroner består av en uppkvark och två nedkvarkar. Även många andra kortlivade partiklar bildades, men de flesta försvann snabbt när universum svalnade.

Neutrinerna frikopplades

Neutriner är mycket lätta partiklar som växelverkar svagt med annan materia. Under universums första sekund kolliderade de tillräckligt ofta för att vara en del av det heta plasmat.

När expansionen sänkte tätheten blev kollisionerna allt ovanligare. Neutrinerna frikopplades och började färdas nästan fritt.

Standardmodellen förutsäger därför en kosmisk neutrinobakgrund, ännu äldre än mikrovågsbakgrunden. Den har inte direkt fotograferats, men dess gravitationella och kärnfysikaliska effekter passar observationerna.

Varför finns det mer materia än antimateria?

Partiklar har antipartiklar med motsatta egenskaper. En elektron har exempelvis en antipartikel som kallas positron.

När materia och antimateria möts kan de förintas och omvandlas till andra partiklar eller strålning. Om det tidiga universum hade innehållit exakt lika mycket materia och antimateria och allt hade förintats fullständigt, skulle nästan ingen vanlig materia ha blivit kvar.

Ändå finns galaxer, stjärnor, planeter och människor.

Den vanliga förklaringen är att det tidiga universum innehöll ett mycket litet överskott av materia. För ungefär varje miljard par av materia och antimateria fanns grovt räknat en extra materiepartikel. När paren förintades blev detta lilla överskott kvar.

Den okända process som skapade överskottet kallas baryogenes.

Forskningen känner flera villkor som en sådan process måste uppfylla. Den måste bland annat kunna behandla materia och antimateria något olika och äga rum under förhållanden där universum inte befinner sig i fullständig jämvikt.

Partikelfysikens standardmodell innehåller vissa skillnader mellan materia och antimateria, men de verkar inte räcka för att förklara universums observerade överskott.

Vi vet alltså att asymmetrin finns, men inte hur den uppstod. Utan den hade universums senare historia sett helt annorlunda ut.

De första atomkärnorna bildades under några minuter

När universum var ungefär en sekund gammalt bestod den vanliga materian huvudsakligen av protoner och neutroner. Temperaturen var fortfarande för hög för att de skulle kunna bilda stabila kärnor i större omfattning.

Efter några minuter hade universum svalnat tillräckligt. Protoner och neutroner började då bindas samman i den process som kallas Big Bang-nukleosyntes.

Väte och helium dominerade

De viktigaste resultaten blev:

• vätekärnor, som består av en proton
• deuterium, en tung form av väte
• helium-3
• helium-4
• små mängder litium

Räknat i massa bestod den vanliga materian efter nukleosyntesen ungefär av tre fjärdedelar väte och en fjärdedel helium.

Universum fick därmed sina första atomkärnor, men ännu inga fullständiga neutrala atomer. Elektronerna rörde sig fortfarande fritt i det heta plasmat.

Varför bildades inte stora mängder tyngre grundämnen?

Universum expanderade och svalnade snabbt. Det saknas dessutom stabila atomkärnor med exakt fem eller åtta nukleoner som enkelt skulle kunna fungera som broar till tyngre ämnen.

I stjärnor kan mycket hög täthet och lång tid övervinna hindren. Tre heliumkärnor kan exempelvis stegvis förenas till kol genom trippelalfaprocessen.

Under Big Bang-nukleosyntesen sjönk däremot temperaturen och tätheten innan tyngre kärnor hann bildas i stora mängder.

Kol, syre, kalcium, järn och guld skapades därför inte i någon större omfattning under Big Bang. De krävde senare generationer av stjärnor och andra våldsamma kosmiska händelser.

Litiumproblemet

Beräkningarna av deuterium och helium stämmer väl med observationer. Litium gör det inte lika bra.

Gamla stjärnor tycks innehålla mindre litium-7 än den enklaste kosmologiska beräkningen förutsäger. Det kan bero på processer i stjärnorna, svårigheter att mäta det ursprungliga innehållet eller okänd fysik.

Avvikelsen är viktig och ska tas på allvar, men den raderar inte den samstämmighet som finns för de övriga lätta grundämnena.

Materia tog över från strålningen

I det tidigaste universum dominerade strålning och mycket snabba partiklar energiinnehållet. När universum expanderade minskade både materians och strålningens täthet.

Strålningen förlorade dessutom energi eftersom dess våglängder sträcktes. Därför minskade strålningens betydelse snabbare än materians.

Omkring 50 000 år efter Big Bang blev materians energitäthet större än strålningens. Denna övergång gjorde det lättare för gravitationella strukturer att växa.

Vanlig materia kunde dock ännu inte klumpa sig fritt. Elektroner och atomkärnor var elektriskt laddade och kopplade till fotonerna. När gravitationen försökte pressa samman plasmat gav strålningstrycket motstånd.

Mörk materia växelverkade inte med ljuset på samma sätt. Den kunde därför tidigare börja bilda gravitationella överdensiteter och halon.

När den vanliga materian senare frigjordes från strålningen fanns redan dessa gravitationella brunnar att falla in i.

När universum blev genomskinligt

Efter ungefär 380 000 år hade temperaturen sjunkit till omkring 3 000 kelvin. Elektroner kunde då bindas till atomkärnor och bilda huvudsakligen neutrala väte- och heliumatomer.

Processen kallas rekombination, trots att det var första gången de flesta elektronerna bands till kärnor i universums historia.

Före rekombinationen var universum ogenomskinligt

Fria elektroner sprider ljus effektivt. Före rekombinationen kolliderade fotoner ständigt med elektroner och kunde inte färdas långa sträckor.

Det tidiga plasmat fungerade därför ungefär som en tät dimma. Ljuset fanns, men det kunde inte röra sig fritt genom universum.

När elektronerna bands till atomkärnorna minskade mängden fria laddningar kraftigt. Fotonerna kunde plötsligt färdas mycket längre utan att spridas.

Universum blev genomskinligt för det ljus som nu observeras som den kosmiska bakgrundsstrålningen.

Bakgrundsstrålningen visar inte själva Big Bang

Bakgrundsstrålningen är det äldsta elektromagnetiska ljus vi kan observera direkt. Den kommer från tiden då universum var cirka 380 000 år gammalt.

Vi ser alltså inte tidpunkten noll eller inflationen. Före rekombinationen var universum ogenomskinligt för ljus, ungefär som solens inre är ogenomskinligt trots att det är fullt av fotoner.

För att undersöka ännu tidigare epoker måste forskarna använda andra spår, exempelvis kärnämnenas mängder, neutrinoeffekter eller eventuella ursprungliga gravitationsvågor.

Varför strålningen är mikrovågor i dag

När bakgrundsstrålningen frigjordes motsvarade den ett mycket varmare ljusfält. Under de följande 13,8 miljarder åren har universums expansion sträckt våglängderna.

Strålningen har därför kylts till omkring 2,725 kelvin och ligger nu huvudsakligen i mikrovågsområdet.

Den har inte förlorat sin betydelse. Tvärtom är dess nästan perfekta värmespektrum ett av de starkaste beläggen för att universum en gång var varmt och tätt.

Små variationer blev stora strukturer

Bakgrundsstrålningens temperatur är nästan densamma över hela himlen, men inte exakt. Variationerna ligger ungefär på nivån en hundratusendel.

De något varmare och kallare områdena motsvarar komplicerade kombinationer av täthet, rörelse, gravitation och akustiska vågor i det tidiga plasmat.

Ur dessa små skillnader växte senare:

• mörk-materia-halon
• galaxer
• galaxhopar
• filament
• stora kosmiska tomrum

Det tidiga universum var alltså inte fullständigt jämnt. Om det hade varit perfekt jämnt skulle gravitationen inte ha haft några ursprungliga skillnader att förstärka.

De mörka tidsåldrarna

Efter rekombinationen fanns neutralt väte och helium, men ännu inga stjärnor som lyste. Perioden kallas de kosmiska mörka tidsåldrarna.

Namnet betyder inte att ingenting hände. Tvärtom pågick den långsamma utveckling som skulle skapa de första stjärnorna.

Mörk materia samlades i halon. Gas föll mot de tätare områdena. Gravitationen pressade samman materian, medan gasens tryck och temperatur motverkade kollapsen.

För att ett gasmoln ska bilda en stjärna måste det kunna förlora energi. Annars värms gasen upp när den komprimeras och trycket stoppar den fortsatta kollapsen.

I dagens galaxer hjälper tyngre grundämnen och stoft gasen att kylas. Under de mörka tidsåldrarna bestod gasen nästan enbart av väte och helium. Molekylärt väte blev därför en viktig kylmekanism.

Gradvis växte de första tillräckligt täta och kalla gasmolnen fram inne i mörk-materia-halon.

De första stjärnorna tände universum

De första stjärnorna kallas Population III-stjärnor. Namnet är historiskt: astronomer namngav yngre stjärnpopulationer innan de teoretiskt förutsåg den allra första generationen.

Population III-stjärnorna bildades av nästan helt oförorenat väte och helium. De saknade de tyngre grundämnen som senare hjälper gasmoln att kylas och delas upp i mindre fragment.

När tändes de första stjärnorna?

De kan ha börjat bildas omkring 100–200 miljoner år efter Big Bang. Den exakta tidpunkten är osäker eftersom de första stjärnorna ännu inte har identifierats direkt som enskilda objekt.

Modellerna beror bland annat på:

• hur snabbt mörk-materia-halon växte
• hur effektivt molekylärt väte kylde gasen
• hur tidig strålning påverkade nya gasmoln
• om stjärnorna bildades ensamma eller i små grupper
• hur gasen fragmenterades

Var de första stjärnorna enorma?

De första stjärnorna var sannolikt ofta mer massiva än dagens genomsnittliga stjärnor. Metallfri gas kyler mindre effektivt, vilket kan leda till större kollapsande gasfragment.

Äldre populärvetenskapliga framställningar beskriver ibland nästan alla Population III-stjärnor som jättar på hundratals solmassor. Modern forskning ger en mer nyanserad bild.

Många kan ha varit mycket massiva, men gasen kunde också fragmenteras till flera stjärnor. Det är därför inte säkert att alla hade samma extrema massa eller utvecklades på samma sätt.

Kärnfusionen skapade de första tyngre ämnena

I en stjärna pressar gravitationen gasen inåt. När kärnan blir tillräckligt het börjar fusion frigöra energi. Trycket från den heta gasen motverkar då gravitationen.

De första stjärnorna omvandlade väte till helium och kunde senare skapa kol, syre och andra tyngre kärnor.

När många av de massiva stjärnorna dog exploderade de eller kollapsade till svarta hål. Då spreds en del av de nybildade ämnena till omgivningen.

Universum fick för första gången gas som inte enbart bestod av de ämnen som hade skapats under Big Bang.

De första stjärnorna förändrade nästa generation

Även mycket små mängder kol, syre och stoft kan förändra hur gas kyls. Berikad gas kan delas upp i mindre fragment och bilda stjärnor med lägre massor.

Efter de första supernovorna började universum därför övergå från de metallfria Population III-stjärnorna till Population II-stjärnor med lågt men mätbart innehåll av tyngre grundämnen.

Några mycket gamla och metallfattiga stjärnor finns fortfarande i Vintergatans halo. De är inte nödvändigtvis de allra första stjärnorna, men deras kemiska sammansättning kan bevara spår av tidigare supernovor.

Återjoniseringen förändrade gasen mellan galaxerna

När de första stjärnorna och galaxerna tändes började deras energirika ultravioletta strålning påverka den neutrala gasen.

Fotonerna kunde slå loss elektroner från väteatomer. Gasen blev åter joniserad, därav namnet återjonisering.

Även aktiva svarta hål och kvasarer kan ha bidragit, särskilt vid vissa tidpunkter och energier.

Det var en lång och ojämn process

Återjoniseringen inträffade inte som en enda universell blixt. Den började lokalt kring de första ljuskällorna.

Små joniserade bubblor växte runt tidiga galaxer. När fler stjärnor bildades blev bubblorna större och började flyta samman.

Processen:

• började under universums första hundratals miljoner år
• skedde vid olika tidpunkter i olika områden
• varade under flera hundra miljoner år
• var i huvudsak avslutad omkring den första miljarden år

Helium joniserades dessutom i flera steg och hade en annan tidsutveckling än vätet.

Varför universum inte blev ogenomskinligt igen

Det kan låta motsägelsefullt att rekombinationen gjorde universum genomskinligt genom att bilda neutrala atomer, medan återjoniseringen också lämnade ett genomskinligt universum.

Skillnaden är tätheten. Före rekombinationen var universum mycket tätt och fullt av fria elektroner som fotoner ständigt kolliderade med.

Under återjoniseringen hade expansionen gjort gasen mycket mer utspädd. Även joniserad intergalaktisk gas var då tillräckligt gles för att mycket ljus skulle kunna färdas långa sträckor.

De första galaxerna växte fram snabbt

En galax är inte bara en samling stjärnor. Den innehåller även mörk materia, gas, stoft, stjärnrester, planeter och ofta ett centralt svart hål.

De första galaxerna växte fram inne i mörk-materia-halon. Gas föll in, kyldes och bildade stjärnor. Mindre system samverkade och slogs samman till större.

James Webb-teleskopet har gjort det möjligt att studera galaxer från universums första få hundra miljoner år. Spektroskopiskt bekräftade objekt har observerats från epoker omkring 280 miljoner år efter Big Bang.

Sådana galaxer visar att stjärnbildning, kemisk utveckling och galaxernas tillväxt kom i gång tidigt.

De innebär däremot inte att färdiga moderna spiralgalaxer plötsligt fanns från början. Tidiga galaxer var ofta mindre, mer kompakta, mer oregelbundna och mer intensiva i sin stjärnbildning.

Ljusstarka unga galaxer är inte automatiskt för massiva

Några av de första Webb-resultaten verkade visa oväntat ljusstarka och massiva galaxer. Senare analyser har visat hur känsliga slutsatserna kan vara för:

• stjärnornas åldersfördelning
• korta intensiva utbrott av stjärnbildning
• mängden stoft
• aktiva svarta hål
• antaganden om vilka stjärnmassor som bildas
• osäkerhet i avstånd och ljusmodellering

Nya observationer kan fortfarande kräva snabbare eller annorlunda galaxbildning än vissa modeller förutsåg. Men en ljusstark galax är inte i sig ett bevis på att den innehåller orimligt mycket stjärnmassa.

Mörk materia byggde den kosmiska stommen

Vanlig materia utgör bara omkring fem procent av universums totala energiinnehåll. Mörk materia står för ungefär 27 procent.

Den avger, absorberar och reflekterar inte ljus på något känt tydligt sätt. Vi ser den därför inte direkt med teleskop.

Ändå påverkar den rymden genom gravitation. Dess fördelning kan spåras genom hur stjärnor, gas och ljus rör sig.

Mörk-materia-halon

Galaxer är inbäddade i stora halon av mörk materia. Halona sträcker sig långt utanför de synliga stjärnorna.

I det tidiga universum kunde mörk materia börja klumpa sig innan den vanliga materian hade frikopplats från strålningen. Halona skapade gravitationella brunnar där gasen senare kunde samlas.

Mörk materia fungerade därmed som en strukturbyggare. Utan den hade den vanliga materian haft betydligt svårare att bilda dagens stora galaxer och galaxhopar inom 13,8 miljarder år.

Galaxernas rotationskurvor

I ett enkelt system där nästan all massa ligger i centrum borde stjärnornas omloppshastighet minska längre ut, ungefär som planeterna rör sig långsammare ju längre de ligger från solen.

I många galaxer fortsätter stjärnor och gas i ytterområdena att röra sig oväntat snabbt. Den synliga materian räcker inte för att ge den gravitation som krävs.

En omfattande halo av osynlig massa förklarar rörelserna.

Rotationskurvorna är viktiga, men mörk materia bygger inte enbart på dem. Även galaxhopar, gravitationslinser, bakgrundsstrålningen och strukturernas tillväxt pekar åt samma håll.

Galaxhopar innehåller mycket osynlig massa

Galaxer rör sig i hopar med hastigheter som kräver betydligt mer massa än den som finns i synliga stjärnor.

Hoparna innehåller även mycket het gas som kan observeras i röntgenljus. Inte heller gasen räcker för att förklara gravitationen.

I kolliderande galaxhopar kan astronomer ibland se att den heta gasen och den huvudsakliga graviterande massan har hamnat på olika platser. Det är svårt att förklara om all gravitation endast följer den vanliga gasen.

Gravitationslinser kartlägger osynlig massa

Massa kröker rumtiden och böjer ljus. En galax eller galaxhop kan därför förstora, förvränga eller skapa flera bilder av objekt som ligger bakom den.

Genom att mäta förvrängningen kan astronomer kartlägga massan, även när den inte lyser.

Linsmätningar visar återkommande att galaxer och hopar innehåller mer massa än den synliga materian kan förklara.

Bakgrundsstrålningen kräver mer än vanlig materia

Det akustiska mönstret i bakgrundsstrålningen är känsligt för hur mycket vanlig materia och mörk materia universum innehåller.

Vanlig materia växelverkar med ljus i det tidiga plasmat. Mörk materia gör det inte. De två komponenterna påverkar därför de akustiska topparna på olika sätt.

Mätningarna visar att vanlig materia bara utgör en mindre del av den totala materien. Resten beter sig ungefär som kall mörk materia.

Vad mörk materia kan vara

Många partiklar och fält har föreslagits:

• WIMP-liknande partiklar
• axioner
• ultralätta kvantfält
• sterila neutriner
• andra partiklar utanför standardmodellen
• kompakta objekt inom begränsade massintervall

Forskare undersöker också om gravitationslagarna kan behöva ändras på mycket stora eller mycket svaga accelerationsskalor.

Ingen kandidat har ännu fått en allmänt accepterad direkt bekräftelse. Mörk materia ska därför inte beskrivas som en upptäckt partikel. Det är namnet på den osynliga graviterande komponent som standardmodellen använder för att förklara en stor mängd observationer.

Mörk materia är inte antimateria

Antimateria består av antipartiklar, exempelvis positroner och antiprotoner. Den kan växelverka elektromagnetiskt och förintas när den möter vanlig materia.

Mörk materia verkar inte bete sig så. Den bildar omfattande halon och ger inte den strålning som stora mängder vanlig antimateria skulle skapa.

Begreppen liknar varandra språkligt men beskriver helt olika fenomen.

Den kosmiska väven

På de största skalorna ligger galaxerna inte jämnt utspridda som russin med exakt samma avstånd.

De bildar en kosmisk väv av:

• långa filament
• täta knutpunkter
• galaxhopar
• galaxgrupper
• väldiga tomrum

Strukturen växte ur de små tidiga ojämnheterna. Områden med något mer materia drog till sig ännu mer. Områden med mindre materia tömdes gradvis och blev kosmiska tomrum.

Mörk materia dominerar vävens gravitationella struktur. Gas rör sig längs filamenten och kan strömma in i galaxer och galaxhopar.

Galaxerna är därför inte isolerade öar. De ingår i ett storskaligt nätverk där materia och energi flyttas, värms, kyls och återanvänds.

Så växte galaxerna

En galax formas av flera processer samtidigt. Den får gas från omgivningen, bildar stjärnor, förlorar material genom utflöden, samverkar med andra galaxer och påverkas av sitt centrala svarta hål.

Gasen måste kunna kylas

När gas faller in i en mörk-materia-halo omvandlas gravitationell energi till värme. För att gasen ska kollapsa vidare och bilda stjärnor måste den stråla bort energi.

Kylningen påverkas av:

• gasens temperatur
• täthet
• kemiska sammansättning
• mängden stoft
• joniseringsgrad
• strålning från stjärnor och svarta hål

Tyngre grundämnen ger fler sätt att avge energi. Därför förändrades stjärnbildningen när galaxerna blev kemiskt rikare.

Små system växte ihop

I den ledande bilden började strukturer bildas på relativt små skalor. Mindre mörk-materia-halon och unga galaxer gick samman till större system.

Det betyder inte att alla stora galaxer byggdes enbart genom dramatiska sammanslagningar. De växte också genom kontinuerligt gasinflöde och genom att bilda nya stjärnor av sin egen gas.

Stjärnor reglerar fortsatt stjärnbildning

Massiva stjärnor avger stark strålning och kraftiga stjärnvindar. När de exploderar som supernovor kan de värma och driva ut gas.

Det kan bromsa stjärnbildningen, särskilt i små galaxer där gravitationen är svagare.

Samma processer sprider samtidigt tyngre grundämnen och kan pressa samman närliggande gasmoln. Återkopplingen kan därför både hämma och utlösa ny stjärnbildning.

Aktiva svarta hål påverkar stora galaxer

När gas faller mot ett supermassivt svart hål kan den bilda en mycket het ackretionsskiva. Strålning, vindar och jetstrålar kan transportera enorma mängder energi till galaxens gas.

I stora galaxer och galaxhopar kan denna återkoppling hindra gas från att kylas alltför snabbt. Utan den tenderar enkla modeller att bilda betydligt fler stjärnor än vad astronomerna observerar.

Galaxernas former är ingen enkel utvecklingstrappa

Spiralgalaxer, elliptiska galaxer och oregelbundna galaxer är inte tre fasta steg som varje galax automatiskt går igenom.

En galax form påverkas av:

• hur mycket kall gas den innehåller
• hur snabbt den roterar
• stjärnornas banor
• sammanslagningar
• närgångna möten
• centrala stavar
• miljön i galaxhopar
• hur gas förloras eller tillförs

En gasrik roterande skiva kan utveckla spiralmönster. En större sammanslagning kan störa skivan och skapa en mer elliptisk struktur. En galax kan senare få ny gas och bygga upp en ny skiva.

Det finns alltså många utvecklingsvägar.

Universums kosmiska middagstid

Den genomsnittliga stjärnbildningen i universum ökade under de första miljarderna åren. Den nådde sin högsta nivå när universum var ungefär tre miljarder år gammalt.

Perioden brukar kallas kosmiskt middagstid.

Då fanns:

• rikligt med kall gas
• många växande galaxer
• täta sammanslagningar
• kraftiga utbrott av stjärnbildning
• många aktiva galaxkärnor och kvasarer

Sedan dess har den kosmiska stjärnbildningen minskat.

Gas har förbrukats, värmts eller kastats ut. I stora galaxhopar är mycket gas så het att den har svårt att kylas. Mörk energis accelererade expansion gör dessutom att materiella strukturer på mycket stora skalor får svårare att tillföra varandra nytt material.

Stjärnor bildas fortfarande i dag, bland annat i Vintergatan, men den kosmiska produktionstakten är betydligt lägre än under universums mest aktiva period.

Svarta hål blev en del av galaxernas utveckling

Svarta hål är områden där rumtiden är så starkt krökt att inget som passerat händelsehorisonten kan nå en avlägsen observatör igen.

De är inte hål i betydelsen tomma tunnlar genom rymden. De är kompakta gravitationella objekt som beskrivs av bland annat massa, rotation och elektrisk laddning.

Händelsehorisonten är en gräns, inte en hård yta

Händelsehorisonten markerar den gräns där alla framtida vägar leder inåt.

En person som föll genom horisonten till ett tillräckligt stort svart hål skulle lokalt inte nödvändigtvis märka en fysisk vägg just där. Den avlägsna observatören skulle däremot aldrig få en signal som säkert visar att personen kommit ut igen.

Vad som sker i det yttersta inre området kräver sannolikt en teori för kvantgravitation. Den klassiska singulariteten ska därför inte behandlas som en fullt förstådd fysisk struktur.

Svarta hål är inga kosmiska dammsugare

Ett svart hål suger inte automatiskt in allt omkring sig.

På stort avstånd ger det ungefär samma gravitation som vilket annat objekt som helst med samma massa. Om solen hypotetiskt ersattes av ett svart hål med exakt samma massa skulle jordens bana i stort sett fortsätta på samma sätt, även om ljus och värme försvann.

Materia faller in när den kommer tillräckligt nära eller förlorar rörelsemängdsmoment. Gas kan kretsa i en ackretionsskiva under lång tid innan en del av den passerar horisonten.

Stellära svarta hål

Stellära svarta hål kan bildas när mycket massiva stjärnors kärnor kollapsar.

Utvecklingen beror på:

• stjärnans ursprungliga massa
• hur mycket massa den förlorar
• kemisk sammansättning
• rotation
• om den ingår i ett dubbelstjärnesystem
• hur själva supernovaexplosionen utvecklas

Alla massiva stjärnor blir inte svarta hål. En del lämnar neutronstjärnor, medan andra kan kollapsa med svag eller ovanlig explosion.

Sammanslagningar skapar gravitationsvågor

När två svarta hål kretsar runt varandra förlorar systemet energi genom gravitationsvågor. Banorna krymper tills hålen smälter samman.

LIGO:s första direkta upptäckt av gravitationsvågor kom från en sådan sammanslagning. Sedan dess har många svarta hål och neutronstjärnor observerats genom sina vågor i rumtiden.

Gravitationsvågorna ger information om objekt som kan vara svåra eller omöjliga att studera med vanligt ljus.

Supermassiva svarta hål

I centrum av de flesta stora galaxer finns svarta hål med massor från miljontals till miljarder gånger solens massa.

När de drar till sig mycket gas kan omgivningen lysa starkare än hela värdgalaxen. Sådana aktiva galaxkärnor kan ses som kvasarer över enorma avstånd.

Kvasarer har observerats från universums första miljard år. Därför måste åtminstone vissa svarta hål ha vuxit mycket snabbt.

Hur de första jättarna bildades är fortfarande oklart

Möjliga ursprungliga frön är:

• rester efter massiva Population III-stjärnor
• direkt kollaps av stora gasmoln
• mycket massiva tidiga stjärnor
• upprepade sammanslagningar i täta stjärnhopar
• primordiala svarta hål från det mycket tidiga universum

De olika vägarna kan ha förekommit samtidigt. Observationerna visar att stora svarta hål fanns tidigt, men inte säkert vilken mekanism som var viktigast.

Galaxer och centrala svarta hål utvecklas tillsammans

Massan hos ett supermassivt svart hål hänger statistiskt samman med flera egenskaper hos galaxens centrala delar.

Det betyder inte att det svarta hålet ensamt skapade galaxen. Båda växer ur samma tillgång till gas, sammanslagningar och gravitationella miljö.

Samtidigt kan strålning och utflöden från det aktiva svarta hålet påverka galaxens gas och därmed hur många nya stjärnor som bildas.

Galaxen matar det svarta hålet, och det svarta hålet kan i sin tur reglera galaxen.

Grundämnenas historia

Det tidiga universum skapade främst väte och helium. Nästan alla tyngre ämnen uppstod senare.

Det innebär att universums kemiska historia inte avslutades under Big Bang. Den började där.

Väte – det äldsta vanliga grundämnet

En vätekärna består av en proton. Huvuddelen av universums väte bildades under det tidiga universum och har funnits i mer än 13 miljarder år.

Väte blev det viktigaste bränslet för stjärnor. När stjärnor omvandlar väte till helium minskar den totala mängden fritt väte långsamt.

Vätet i vattenmolekylerna och de organiska ämnena i våra kroppar har därför till stor del ett ursprung som går tillbaka till universums första minuter.

Helium – både ursprungligt och stjärnbildat

Det mesta av universums helium skapades under Big Bang-nukleosyntesen.

Stjärnor producerar dessutom nytt helium när vätekärnor fusionerar. Helium kan senare användas för att bilda tyngre ämnen, framför allt kol och syre.

Kol – byggt av helium i stjärnor

Kol bildas främst genom trippelalfaprocessen. Tre heliumkärnor förenas stegvis till en kolkärna.

Processen kräver hög temperatur och tillräcklig täthet. Den sker bland annat i röda jättar och andra utvecklade stjärnor.

Kol sprids genom stjärnvindar, planetariska nebulosor och explosioner. Det kan därefter ingå i nya stjärnor, planeter och organiska molekyler.

Syre – skapat i massiva stjärnor

Syre bildas i stora mängder i massiva stjärnor genom fortsatta fusioner som utgår från bland annat helium och kol.

När de massiva stjärnorna dör kan syret kastas ut och blandas med gasen mellan stjärnorna.

Syre är därför vanligt i stenplaneter, mineraler, vatten och levande organismer.

Kalcium – flera explosiva vägar

Kalcium skapas genom avancerad kärnbildning i stjärnor och i explosiva processer vid supernovor.

Det finns ingen enda enkel ”kalciumsupernova” som ensam förklarar allt kalcium. Flera typer av stjärnor och explosioner kan bidra.

Kalciumet i våra skelett har alltså passerat genom kärnreaktioner i stjärnor och därefter spridits till den gas som bildade solsystemet.

Järn – slutpunkt för vanlig energigivande fusion

Fusion av lätta kärnor kan frigöra energi upp till ämnen kring järn och nickel.

När en massiv stjärna bygger upp en järnrik kärna kan vidare fusion inte ge den energi som krävs för att hålla gravitationen tillbaka. Kärnan kan kollapsa och utlösa en supernova.

Järn bildas och sprids både genom massiva stjärnors utveckling och genom typ Ia-supernovor, där vita dvärgar ingår i explosiva processer.

En stor del av järnet i galaxerna byggdes därför upp gradvis under lång tid.

Guld och andra mycket tunga ämnen

Ämnen tyngre än järn kräver ofta processer där atomkärnor snabbt eller långsamt fångar in neutroner.

Den snabba neutroninfångningen, r-processen, kan skapa guld, platina, uran och många andra tunga ämnen.

Sammanslagningar mellan neutronstjärnor är en bekräftad viktig miljö. När två neutronstjärnor kolliderar kastas neutronrikt material ut och bildar en kilonova.

Observationen av gravitationsvågshändelsen GW170817 och dess elektromagnetiska efterglöd gav starka belägg för denna process.

Neutronstjärnesammanslagningar är dock kanske inte den enda källan. Vissa ovanliga supernovor eller kollapsande massiva stjärnor kan också bidra.

Litium, beryllium och bor har en blandad historia

Dessa lätta ämnen passar inte enkelt in i stjärnornas vanliga fusionskedjor.

De kan bildas genom en kombination av:

• Big Bang-nukleosyntes
• sönderslagning av tyngre kärnor genom kosmisk strålning
• särskilda processer i vissa stjärnor och novaexplosioner

Deras kosmiska historia är därför mer blandad än vätets eller syrets.

Varifrån kommer ämnena i människan?

Att människor består av stjärnstoff är i grunden korrekt, men formuleringen behöver förklaras.

Våra kroppar innehåller bland annat:

• väte som till stor del bildades i det tidiga universum
• kol som skapades genom heliumfusion i tidigare stjärnor
• syre som främst bildades i massiva stjärnor
• kväve från flera stjärnprocesser
• kalcium från avancerad och explosiv kärnbildning
• järn från både massiva stjärnor och typ Ia-supernovor
• spår av mycket tunga ämnen från neutronrika explosioner och sammanslagningar

Atomerna spreds till gasen mellan stjärnorna. Gasen blandades, kyldes och blev till nya molekylmoln. Ett sådant moln bildade solen, planeterna och jorden.

Vi består alltså inte bara av material som en gång fanns i en enda stjärna. Solsystemets materia har en lång och blandad historia genom många miljöer och sannolikt flera generationer av stjärnor.

Materia återanvänds mellan stjärngenerationerna

En stjärna föds ur ett gas- och stoftmoln. Under livet förändrar den sin kemiska sammansättning genom fusion.

När stjärnan åldras kan materialet återföras genom:

• långsamma stjärnvindar
• kraftiga vindar från massiva stjärnor
• planetariska nebulosor
• novaexplosioner
• supernovor
• neutronstjärnesammanslagningar

Det utkastade materialet blandas med gasen i galaxen. En del lämnar galaxen tillfälligt, en del faller tillbaka och en del fångas i nya molekylmoln.

Nya stjärnor bildas därför inte ur kemiskt orörd gas. De ärver ämnen från tidigare generationer.

Stjärnornas historia är en kretsgång, men inte en perfekt sluten cirkel. En del material låses i långlivade stjärnor, planeter, vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål. En del kastas ut ur galaxer.

Vintergatans historia

Vintergatan är en stavspiralgalax med hundratals miljarder stjärnor, stora mängder gas och stoft samt en mycket omfattande mörk-materia-halo.

Den har inte alltid sett ut som i dag. Galaxen byggdes gradvis genom stjärnbildning, gasinflöde och sammanslagningar med mindre system.

Vintergatans första delar

Vissa av galaxens äldsta stjärnor bildades under universums första miljard år. Studier av stjärnåldrar tyder på att delar av den tidiga tjocka skivan kan ha börjat växa för mer än 13 miljarder år sedan.

Det går ändå inte att ange en enda sekund då Vintergatan ”föddes”. En galax är inte ett fast föremål som sätts ihop vid ett ögonblick. Den växer och förändras under miljarder år.

Halo, skiva och centrum

Vintergatans huvuddelar är:

• en mörk-materia-halo
• en gles stjärnhalo med många gamla stjärnor
• en tjock stjärnskiva
• en tunnare skiva med gas, stoft och yngre stjärnor
• en central stav och utbuktning
• ett supermassivt svart hål i centrum

Stjärnhalon innehåller bland annat stjärnor som kan ha kommit från mindre galaxer som Vintergatan har slukat.

Skivan innehåller merparten av den tydliga spiralstrukturen och mycket av den pågående stjärnbildningen.

Sammanslagningen med Gaia–Enceladus

Stjärnornas rörelser och kemiska sammansättning visar spår av en stor gammal sammanslagning med en mindre galax, ofta kallad Gaia–Enceladus.

Händelsen inträffade för omkring tio miljarder år sedan och bidrog med stjärnor till Vintergatans halo. Den påverkade sannolikt även den tidiga skivans utveckling.

Detta är ett tydligt exempel på att Vintergatan inte växte isolerat.

Spiralarmarna är svåra att kartlägga

Vi befinner oss inne i Vintergatans skiva. Stoft skymmer stora delar av galaxen, och avstånd är svåra att mäta över hela skivan.

Därför finns fortfarande osäkerheter om spiralarmarnas exakta antal, form och sammanhang.

Vintergatan beskrivs som en stavspiralgalax, men två- och fyrarmade modeller kan betona olika strukturer. Spiralarmar är dessutom inte nödvändigtvis fasta materiella armar som alltid består av samma stjärnor.

Stjärnor och gas kan röra sig genom mönstret.

Sagittarius A*

I Vintergatans centrum finns Sagittarius A*, ett supermassivt svart hål med omkring fyra miljoner solmassor.

Det är betydligt större än stellära svarta hål men relativt stillsamt jämfört med de mest aktiva kvasarerna.

Gas och stjärnor rör sig i dess närhet, men det svarta hålet håller inte ensamt ihop hela galaxen. Vintergatans totala massa, särskilt mörk-materia-halon, är mycket större.

Vintergatan bildar fortfarande stjärnor

Kall gas samlas i molekylmoln, där täta delar kan kollapsa till nya stjärnor.

Stjärnbildningen är betydligt lugnare än i vissa unga galaxer och utbrottsgalaxer. Vintergatan är inte längre i universums mest intensiva stjärnbildningsfas, men den är inte heller en helt död galax.

Kommer Vintergatan och Andromeda att kollidera?

Andromedagalaxen närmar sig Vintergatan. En nära gravitationell interaktion väntas på flera miljarder års sikt.

Tidigare beskrevs en fullständig sammanslagning ofta som nästan säker inom ungefär fyra till fem miljarder år. Nyare analyser visar att utfallet är känsligt för:

• galaxernas exakta sidledsrörelser
• deras totala massor
• påverkan från Triangelgalaxen
• Stora magellanska molnets inverkan
• osäkerheter i den lokala gruppens dynamik

En nära passage eller sammanslagning är möjlig och i flera modeller sannolik, men det exakta förloppet är inte avgjort.

Även vid en galaktisk kollision är direkta krockar mellan enskilda stjärnor mycket osannolika. Avstånden mellan stjärnorna är enorma. Galaxernas gravitation och gas kan däremot förändras kraftigt.

Solsystemet bildades av återanvänd materia

Solen är omkring 4,57 miljarder år gammal. Den bildades ur ett tätt område i ett kallt molekylmoln i Vintergatan.

Molnet innehöll huvudsakligen väte och helium men också tyngre ämnen och stoft från tidigare stjärngenerationer.

Det är därför solen räknas till en metallrikare stjärnpopulation än universums första stjärnor.

Molnet kollapsade

En störning kan ha bidragit till att en del av molekylmolnet började kollapsa, men forskarna vet inte säkert vilken enskild händelse som utlöste processen.

Gravitationen drog materialet samman. När molnet krympte roterade det snabbare och plattades ut.

Det mesta av massan samlades i mitten, där protosolen bildades. Runt den växte en protoplanetär skiva av gas, is och stoft.

Stoft blev till planetesimaler

Små partiklar kolliderade och fastnade i varandra. De växte från mikroskopiskt stoft till större korn, stenar och kroppar.

När objekten blev tillräckligt stora började gravitationen dominera. De drog till sig mer material och bildade planetesimaler och protoplaneter.

Processen var inte lugn och jämn. Kroppar kolliderade, splittrades, växte och kastades till nya banor.

Stenplaneter och jättar

Nära den unga solen var temperaturen för hög för att stora mängder vattenis och andra flyktiga ämnen skulle kondensera.

Där dominerade sten och metall. Merkurius, Venus, jorden och Mars bildades i denna inre region.

Längre ut kunde is bidra med betydligt mer fast material. Stora kärnor kunde bildas och dra till sig omfattande höljen av väte och helium. Där växte gas- och isjättarna.

Gränsen var dock inte absolut. Planeterna kunde flytta sig genom gravitationella möten och samverkan med gasen i skivan.

Asteroidbältet och kometerna

Asteroidbältet mellan Mars och Jupiter består av material som aldrig samlades till en enda stor planet.

Jupiters gravitation och den låga materialmängden bidrog till att störa planetbildningen. Bältet är inte resterna av en enda planet som exploderade.

Kometer bildades främst i kallare delar av solsystemet. Många spreds senare till Kuiperbältet och det avlägsna Oorts moln.

Jorden bildades

Jorden växte genom upprepade kollisioner mellan planetesimaler och protoplaneter för omkring 4,54 miljarder år sedan.

Den tidiga jorden var het och förändrades genom bland annat:

• kollisioner
• radioaktivt sönderfall
• uppdelning i kärna, mantel och skorpa
• utgasning
• tillförsel och omfördelning av vatten
• den stora kollision som sannolikt bidrog till månens bildande

Den fortsatta geologiska och biologiska historien hör hemma i jordens och livets historia. Här är den viktiga kosmiska slutsatsen att en stenplanet som jorden krävde många tidigare stjärngenerationer.

Livet och människan kom mycket sent

Universum kunde bilda stjärnor långt innan det kunde bilda stenplaneter. Stenplaneter krävde tyngre grundämnen, och dessa måste först skapas och spridas av stjärnor.

Livet på jorden uppstod långt efter att solen och planeten hade bildats. Homo sapiens uppstod först under de senaste hundratusentals åren.

Människan är därmed en mycket sen del av universums historia.

Samtidigt består våra kroppar av materia med flera helt olika åldrar. Vissa vätekärnor är nästan lika gamla som universum. Många tyngre atomkärnor skapades miljarder år senare i stjärnor. Molekylerna och cellerna sattes samman på jorden ännu senare.

Frågan om vi är ensamma i universum handlar därför inte bara om hur ofta liv kan uppstå. Den kräver också att rätt grundämnen, stjärnor, planetsystem och stabila miljöer hinner bildas.

Hur universums expansion upptäcktes

Upptäckten av expansionen var inte en enskild persons plötsliga genombrott. Den växte fram genom flera teoretiska och observationella bidrag.

Henrietta Leavitt gav astronomerna ett avståndsverktyg

Leavitt upptäckte sambandet mellan pulserande cepheidstjärnors period och deras verkliga ljusstyrka.

När den verkliga ljusstyrkan kan uppskattas går det att jämföra den med hur ljusstark stjärnan ser ut från jorden och därmed beräkna avståndet.

Cepheider blev ett avgörande steg i den kosmiska avståndsstegen.

Vesto Slipher mätte galaxernas spektrum

Slipher mätte tidigt spektralförskjutningar hos det som då kallades spiralnebulosor.

Många visade stora rödförskjutningar, vilket innebar att de rörde sig bort eller ingick i ett större expansionsmönster.

Vid denna tid var det ännu inte slutgiltigt fastställt att spiralnebulosorna var egna galaxer långt utanför Vintergatan.

Friedmann visade att universum kunde vara dynamiskt

Alexander Friedmann fann lösningar till Einsteins ekvationer där universum expanderar eller drar ihop sig.

Detta var teoretiskt viktigt eftersom Einstein ursprungligen hade sökt en statisk kosmologisk modell.

Lemaître kopplade teori och observation

Georges Lemaître använde både relativitetsteori och observationella data för att beskriva ett expanderande universum och uppskatta sambandet mellan hastighet och avstånd.

Han utvecklade senare idén om ett mycket tätt tidigt tillstånd.

Hubble och Humason byggde det observationella sambandet

Edwin Hubble använde bland annat cepheider för att mäta avstånd till galaxer. Tillsammans med data som byggde vidare på Sliphers och Milton Humasons spektralmätningar visade han det systematiska sambandet mellan avstånd och rödförskjutning.

Därför kallas relationen numera ofta Hubble–Lemaîtres lag.

Hubble spelade en avgörande roll, men han arbetade inte ensam och var inte den förste som teoretiskt beskrev expansionen.

Hur snabbt expanderar universum?

Den nuvarande expansionshastigheten uttrycks med Hubblekonstanten (H_0).

Enheten är kilometer per sekund per megaparsec. En megaparsec är ungefär 3,26 miljoner ljusår.

Om Hubblekonstanten exempelvis är 70 kilometer per sekund per megaparsec innebär det att två obundna punkter med en megaparsecs mellanrum i genomsnitt får sitt avstånd att öka med motsvarande cirka 70 kilometer per sekund.

Det betyder inte att varje enskild galax följer värdet exakt. Lokala rörelser och gravitation kan vara större än expansionsflödet på kortare avstånd.

Två huvudmetoder ger olika resultat

Mätningar som utgår från det tidiga universum och bakgrundsstrålningen ger, inom den vanliga kosmologiska modellen, ett värde kring 67–69 kilometer per sekund per megaparsec.

Lokala mätningar med cepheider, supernovor och andra avståndsindikatorer ger ofta omkring 73–74.

Skillnaden kallas Hubble-spänningen.

Varför skillnaden är viktig

Om båda metodfamiljerna är korrekta kan standardmodellen sakna någon fysisk process.

Möjliga förklaringar är:

• oupptäckta systematiska mätfel
• kalibreringsproblem i avståndsstegen
• felaktiga antaganden om stjärnors ljusstyrka
• ofullständig modellering av det tidiga universum
• en ny energikomponent före rekombinationen
• annan okänd fysik

Flera oberoende kontroller har minskat vissa felmöjligheter, men spänningen är inte avgjord.

Det mest korrekta är därför att säga att dagens uppskattningar ligger ungefär mellan 67 och 74 kilometer per sekund per megaparsec beroende på metod.

Varför expansionen inte drar isär människor och galaxer

Expansionen är tydlig på mycket stora avstånd mellan strukturer som inte är bundna till varandra.

På mindre skalor dominerar andra krafter.

Atomer hålls ihop av elektromagnetism. Planeter hålls i banor av solens gravitation. Stjärnorna i Vintergatan binds av galaxens samlade gravitation. Galaxerna i den lokala gruppen påverkar varandra starkare än den allmänna expansionen.

Därför expanderar inte:

• människor
• jorden
• solsystemet
• Vintergatan
• bundna galaxgrupper

Andromeda närmar sig oss trots att universum som helhet expanderar.

Mörk energi och den accelererade expansionen

Under en stor del av universums historia bromsade gravitationen expansionen. Materia drar till sig annan materia och motverkar att avstånden växer.

För omkring fem till sex miljarder år sedan började en annan effekt dominera på de största skalorna. Expansionen började accelerera.

Vad mörk energi betyder

Mörk energi är namnet på den okända komponent som förklarar den accelererade expansionen i standardmodellen.

Namnet får inte tolkas som att forskarna har fångat en ny sorts energi i ett laboratorium och vet hur den fungerar.

Det beskriver ett observerat kosmiskt fenomen som ännu saknar en fullständig fysisk förklaring.

Den kosmologiska konstanten

Den enklaste modellen använder Einsteins kosmologiska konstant, betecknad med den grekiska bokstaven lambda.

Då har tomrummet en konstant energitäthet. När universum expanderar späds materia ut, men den kosmologiska konstantens energitäthet förblir densamma.

Mörk energi blir därför allt viktigare jämfört med materia.

Modellen kallas ofta ΛCDM:

• Λ står för den kosmologiska konstanten
• CDM står för kall mörk materia

ΛCDM beskriver en mycket stor mängd observationer med relativt få parametrar.

Problemet med vakuumenergin

Kvantfältteori antyder att tomrum kan ha energi. Men enkla teoretiska uppskattningar och det kosmologiskt observerade värdet passar extremt dåligt ihop.

Detta är ett av fysikens största olösta problem.

Det kan betyda att:

• beräkningarna av vakuumenergi saknar en avgörande princip
• den kosmologiska konstanten har ett oväntat litet värde
• mörk energi inte är vanlig vakuumenergi
• gravitationen fungerar annorlunda på kosmiska skalor

Kan mörk energi förändras?

Alternativa modeller innehåller dynamiska fält vars täthet eller tryck ändras med tiden. De samlas ofta under namn som kvintessens.

Vissa kombinationer av moderna galaxkartläggningar, bakgrundsstrålning och supernovor har gett en intressant antydan om att mörk energi kan utvecklas.

Resultatets styrka varierar beroende på vilka supernovadata som används. Det har inte nått nivån för en säker fysikalisk upptäckt.

Den kosmologiska konstanten är därför fortfarande standardmodellens huvudförklaring.

Vad universum består av i dag

Universums energiinnehåll kan i standardmodellen sammanfattas ungefär så här:

Innehåll	Ungefärlig andel	Huvudsaklig roll
Vanlig materia	5 procent	Atomer, gas, stjärnor, planeter och levande materia
Mörk materia	27 procent	Bygger gravitationella strukturer
Mörk energi	68 procent	Driver den sena accelererade expansionen

Fotoner och neutriner utgör i dag en mycket liten del av den totala energitätheten. I det tidiga universum var de betydligt viktigare.

Vanlig materia är mer än stjärnor och planeter

Den vanliga materian består av protoner, neutroner och elektroner. Den finns i:

• stjärnor
• planeter
• kalla gasmoln
• het gas i galaxer
• plasma mellan galaxer
• gas i galaxhopar
• stoft
• svarta håls ursprungliga stjärnmaterial
• levande organismer

Stjärnor står bara för en mindre del av all vanlig materia. Planeter utgör en ännu mindre del.

En stor mängd vanlig materia finns som tunn och het gas mellan galaxer och i den kosmiska vävens filament.

Svarta hål är inte en fjärde huvudkomponent

Svarta hål är strukturer som bildats ur materia och energi. De läggs inte ovanpå tabellens procentsatser som en separat kosmologisk huvudkategori.

Samma sak gäller galaxer, stjärnor och planeter. De är organisationer av materien, inte nya energikomponenter bredvid vanlig och mörk materia.

Hur gammalt är universum?

Universums uppskattade ålder är cirka 13,8 miljarder år.

Åldern beräknas inte genom att astronomerna hittar ett föremål märkt med ett skapelsedatum. Den följer ur expansionens historia och den kosmologiska modell som bäst passar observationerna.

Bakgrundsstrålningen ger information om:

• materiens mängd
• mörk energis betydelse
• geometrin
• den tidiga expansionshistorien
• de ursprungliga ojämnheterna

När dessa uppgifter kombineras med bland annat baryoniska akustiska oscillationer kan forskarna räkna ut hur lång tid universum har behövt för att nå sitt nuvarande tillstånd.

Stjärnornas åldrar fungerar som en kontroll

De äldsta kända stjärnorna och stjärnhoparna måste vara yngre än universum.

Åldersbestämningar av gamla stjärnor är svåra och har betydande felmarginaler, men de ligger inom den kosmologiska åldern.

Om astronomerna säkert hittade en stjärna som var betydligt äldre än universums kosmologiska ålder skulle det vara ett allvarligt problem. Någon sådan robust motsägelse finns inte.

Hur stort är universum?

Det observerbara universums nuvarande radie är ungefär 46,5 miljarder ljusår. Diametern är omkring 93 miljarder ljusår.

Det kan först verka omöjligt eftersom universum bara är cirka 13,8 miljarder år gammalt. Förklaringen är att rymden har expanderat medan ljuset färdades.

Ljusets färdtid är inte samma sak som dagens avstånd

Det äldsta ljuset har färdats i cirka 13,8 miljarder år, men avståndet till den materia som sände ljuset har förändrats under resan.

När en mycket avlägsen galax sände sitt ljus låg den betydligt närmare oss än den gör i dag. Medan fotonerna färdades fortsatte rymden mellan oss och galaxen att expandera.

Det nuvarande kosmologiska avståndet kan därför vara mycket större än ljusets färdtid uttryckt i ljusår.

Det observerbara universum är inte hela universum

Den observerbara delen är det område från vilket information har hunnit nå oss.

Hela universum kan vara:

• mycket större än den observerbara delen
• ändligt men utan fysisk kant
• oändligt
• topologiskt sammankopplat på ett sätt som ännu inte har upptäckts

Forskningen känner inte hela universums storlek.

Nära plan geometri betyder inte bevisad oändlighet

Mätningar visar att universums rumsliga geometri ligger mycket nära plan.

Ett exakt plant och enkelt universum kan vara oändligt, men planhet bevisar inte automatiskt oändlighet. Ett rum kan i princip vara lokalt plant men globalt ändligt om det har en komplicerad topologi.

Vi kan bara mäta geometrin i den observerbara delen.

Har universum ett centrum?

Det finns inget observerat unikt centrum för den kosmiska expansionen.

Vi befinner oss i centrum av vårt observerbara universum eftersom ljuset når oss från alla riktningar. En observatör i en annan galax skulle på samma sätt befinna sig i centrum av sin observerbara sfär.

Det är en perspektiveffekt, inte en särskild fysisk position.

På tillräckligt stora skalor verkar universum statistiskt homogent och isotropt. Det ser ungefär likadant ut oavsett plats och riktning, när lokala skillnader jämnas ut.

Vintergatan ligger alltså inte nära universums centrum. Solsystemet ligger inte ens i Vintergatans centrum, utan i galaxens skiva tiotusentals ljusår från Sagittarius A*.

Har universum en kant?

Det finns ingen observerad fysisk vägg eller kant där rymden tar slut.

Den kosmologiska horisonten är en informationsgräns. Den markerar vilka områden vi kan få signaler från, inte nödvändigtvis var universum upphör.

Bortom vår observerbara horisont kan det finnas mer universum med galaxer och materia som vi aldrig kan se.

Partikelhorisont och händelsehorisont

Partikelhorisonten anger ungefär hur långt bort dagens observerbara materia kan ligga.

En kosmologisk händelsehorisont handlar i stället om vilka signaler som någonsin kan nå oss i framtiden.

I ett universum med fortsatt accelererad expansion kommer vissa avlägsna områden som vi ser i dag så småningom att hamna bortom vår framtida kontaktmöjlighet. Ljuset de sänder i en avlägsen framtid kommer aldrig fram till oss.

Det betyder inte att galaxerna passerar en fysisk vägg. Rymdens expansion gör helt enkelt att signalerna inte kan övervinna det växande avståndet.

Ballongliknelsen – användbar men ofullständig

Ballongens yta kan illustrera ett universum utan centrum på själva ytan.

Om punkter ritas på ballongen och ballongen blåses upp ökar avståndet mellan alla punkter. Ingen punkt på ytan behöver vara expansionens centrum.

Men liknelsen har tydliga begränsningar:

• ballongytan har två dimensioner medan universums rum har tre
• ballongens centrum ligger utanför ytan och motsvarar inget känt kosmiskt centrum
• ballongen expanderar i ett omgivande rum
• liknelsen visar en sluten geometri som universum inte behöver ha

Ballongen ska därför användas som en bild av relationerna på ytan, inte som en bokstavlig modell av vad universum är.

Universums tidslinje

De tidigaste tiderna är mer modellberoende än de senare. Särskilt inflationens början, slut och varaktighet kan inte anges med samma säkerhet som rekombinationen eller solsystemets bildande.

Från den yttersta gränsen till de första atomerna

Tid efter det heta tidiga tillståndet	Händelse	Kunskapsläge
Omkring (5,4 \times 10^{-44}) sekunder	Planckskalan	Känd fysik blir otillräcklig
Möjligen omkring (10^{-36})–(10^{-32}) sekunder	Inflation	Ledande men modellberoende teori
Efter inflationen	Återuppvärmning	Beroende av den okända inflationsmekanismen
Extremt tidigt	Elementarpartiklar och strålning dominerar	Stöds av partikelfysik och kosmologi
Omkring (10^{-6}) sekunder	Kvarkar binds i protoner och neutroner	Väletablerad huvudbild
Omkring 1 sekund	Neutriner frikopplas gradvis	Stark standardmodell
Cirka 3–20 minuter	Big Bang-nukleosyntes	Väl testad genom lätta grundämnen
Omkring 50 000 år	Materia dominerar över strålning	Härlett ur kosmologiska data
Omkring 380 000 år	Rekombination	Direkt avtryck i bakgrundsstrålningen
Omkring 380 000 år	Mikrovågsbakgrunden frigörs	Mycket starkt observerad

Från mörka tidsåldrar till växande galaxer

Tid efter Big Bang	Händelse	Kunskapsläge
Efter 380 000 år	De mörka tidsåldrarna börjar	Väletablerad huvudbild
Omkring 100–200 miljoner år	De första stjärnorna kan ha tänts	Tidpunkt och egenskaper osäkra
Kort därefter	De första tyngre grundämnena sprids	Följer av stjärnors utveckling
Omkring 280 miljoner år	Epok med spektroskopiskt bekräftade unga galaxer	Direkt observerad galaxepok
Under de första hundratals miljoner åren	Små galaxer växer och går samman	Stöds av observation och modeller
Cirka 0,5–1 miljard år	Återjoniseringens huvudfas	Gradvis och ojämn process
Före en miljard år	Tidiga kvasarer och stora svarta hål finns	Direkt observerat, ursprunget osäkert
Under den första miljarden år	Delar av den tidiga Vintergatan börjar växa	Dateringen är modellberoende
Omkring 1–3 miljarder år	Snabb galax- och stjärntillväxt	Stark observationsbild
Omkring 3 miljarder år	Kosmiskt middagstid	Stjärnbildningens genomsnittliga topp

Från Vintergatans utveckling till i dag

Tidpunkt	Händelse	Betydelse
För omkring tio miljarder år sedan	Gaia–Enceladus går samman med Vintergatan	Påverkar galaxens halo och skiva
För omkring fem till sex miljarder år sedan	Expansionen börjar accelerera	Mörk energi blir dominerande
För 4,57 miljarder år sedan	Solen bildas	Ett nytt stjärnsystem växer fram
För 4,54 miljarder år sedan	Jorden bildas	En stenplanet skapas
För mer än 3,5 miljarder år sedan	Liv finns på jorden	En sen lokal biologisk utveckling
För omkring 230 miljoner år sedan	De första dinosaurierna	Mycket sent i den kosmiska historien
För 66 miljoner år sedan	De icke-fågelartade dinosaurierna dör ut	Däggdjurens senare expansion underlättas
För omkring 300 000 år sedan	Homo sapiens uppstår	De sista kosmiska minuterna
För drygt 5 000 år sedan	De första skriftsamhällena	De sista sekunderna i kalenderjämförelsen
I dag	Universum är cirka 13,8 miljarder år	Expansionen accelererar

Universums historia som ett kalenderår

Om hela universums historia pressas ihop till ett vanligt kalenderår börjar Big Bang vid midnatt den 1 januari och nutiden infaller när året tar slut efter den 31 december.

Ett dygn motsvarar då ungefär 37,8 miljoner år. En minut motsvarar cirka 26 000 år och en sekund ungefär 438 år.

Händelse	Datum i det kosmiska året	Ungefärlig tid
De första neutrala atomerna	1 januari	Cirka 00.14
De första stjärnorna	3–6 januari	Tidpunkten är osäker
Tidigt observerade galaxer	Omkring 8 januari	Universum är knappt en vecka gammalt
Återjoniseringens huvudfas	Cirka 14–27 januari	En lång process på kalenderskalan
Tidiga delar av Vintergatan	Omkring 22 januari	Exakt början är osäker
Kosmiskt middagstid	Omkring 29 mars	Stjärnbildningen är som högst
Solen bildas	2 september	Cirka 04.19
Jorden bildas	2 september	Cirka 21.28
Tidigt liv på jorden	Slutet av september	Dateringen varierar
De första dinosaurierna	25 december	Under årets sista vecka
Dinosauriernas stora utdöende	30 december	Cirka 06.06
Homo sapiens uppstår	31 december	Cirka 23.48
Den nedskrivna historien börjar	31 december	Ungefär 23.59.48
Nutid	Årsskiftet	Kalenderåret tar slut

Jorden bildas alltså först i början av september. Dinosaurierna dyker upp under årets sista vecka. Homo sapiens finns under de sista elva och en halv minuterna, och hela den nedskrivna historien ryms ungefär inom de sista tolv sekunderna.

Universums största vändpunkter

Alla händelser är inte lika viktiga för den övergripande berättelsen. Några förändringar styrde nästan allt som följde.

Expansionen och kylningen

Utan expansionens avkylning hade stabila atomkärnor, atomer och stjärnor inte kunnat bildas.

Expansionen var inte bara ett sätt att göra universum större. Den förändrade vilka fysikaliska strukturer som kunde existera.

De första ojämnheterna

Ett fullständigt jämnt universum hade inte kunnat bilda galaxer genom gravitation.

De små ursprungliga variationerna var därför nödvändiga. De var tillräckligt små för att bevara den stora jämnheten, men tillräckligt stora för att växa.

Materieöverskottet

Om materia och antimateria hade funnits i exakt lika mängder och förintats fullständigt skulle nästan inget material ha funnits kvar till stjärnor och planeter.

Den lilla asymmetrin mellan materia och antimateria var därför en avgörande förutsättning för allt senare.

Rekombinationen

När elektroner bands till atomkärnor blev universum genomskinligt. Vanlig materia frigjordes samtidigt från strålningens starka mottryck och kunde falla effektivare in i mörk-materia-halon.

De första stjärnorna

Stjärnorna tände det första långvariga ljuset och började skapa tyngre grundämnen.

De förändrade universum både kemiskt och genom sin strålning.

Materiens återvinning

Först när stjärnornas ämnen spreds och blandades kunde nya generationer av stjärnor och stenplaneter bildas.

Detta är länken mellan kosmologi och livets materiella förutsättningar.

Den accelererade expansionen

Mörk energis dominans förändrar universums långsiktiga framtid.

Om accelerationen fortsätter kommer avlägsna galaxer att försvinna bortom framtida horisonter och universum gradvis bli kallare och mer isolerat.

Hur kommer universum att sluta?

Det finns inget säkert svar eftersom framtiden beror på mörk energis natur och på fysik som inte är fullständigt känd.

Den naturligaste fortsättningen av dagens standardmodell är dock fortsatt expansion mot ett allt kallare och mer utspätt universum. Scenariot kallas Big Freeze eller värmedöd.

Scenario	Vad som krävs	Nuvarande ställning
Big Freeze eller värmedöd	Fortsatt expansion med ungefär konstant mörk energi	Huvudscenario i standardmodellen
Big Rip	Mörk energi blir tillräckligt extrem	Möjligt i vissa modeller, inte etablerat
Big Crunch	Expansionen vänder till sammandragning	Dåligt förenligt med den enkla standardbilden
Protoners sönderfall	Protoner är instabila	Hypotes, aldrig observerat
Svarta håls avdunstning	Hawkingstrålningen fungerar som teorin förutsäger	Starkt teoretiskt resultat, inte direkt observerat för astrofysiska hål
Vakuumsönderfall	Dagens vakuum är metastabilt	Teoretisk möjlighet utan känd tidpunkt

Big Freeze och värmedöd

Om den kosmologiska konstanten förblir oförändrad kommer expansionen att fortsätta accelerera.

Obundna galaxer avlägsnar sig allt snabbare. Allt fler passerar vår framtida kosmologiska händelsehorisont.

Lokalt bundna system kan däremot bestå. Galaxerna i en bunden grupp kan fortsätta samverka och smälta samman.

Samtidigt minskar tillgången på kall gas. Färre nya stjärnor bildas. De befintliga stjärnorna åldras och slocknar.

Universum blir inte plötsligt tomt, men den användbara energin och skillnaderna mellan varma och kalla områden blir allt mindre.

Värmedöd betyder därför inte att allt samtidigt når exakt samma temperatur. Det betyder att allt färre processer kan utnyttja energiskillnader för att skapa förändring eller utföra arbete.

Stjärnbildningen avtar

Den kosmiska stjärnbildningen har redan minskat kraftigt sedan sin topp.

På tidsskalor upp mot omkring hundra biljoner år väntas vanlig stjärnbildning i stort sett upphöra i standardscenarier.

Små röda dvärgar kan leva oerhört länge eftersom de förbrukar sitt väte effektivt och långsamt. De sista normala stjärnorna kan därför lysa långt efter att sollika stjärnor har dött.

Till sist återstår främst:

• vita dvärgar
• neutronstjärnor
• svarta hål
• kalla planeter och mindre kroppar
• mycket tunn gas
• strålning med allt längre våglängd

Vita dvärgar och andra stjärnrester

Solen kommer inte att bli ett svart hål. Den kommer så småningom att utvecklas till en röd jätte, kasta av sina yttre lager och lämna en vit dvärg.

Vita dvärgar saknar vanlig fusion och svalnar långsamt. På enorma tidsskalor skulle de kunna bli nästan helt kalla svarta dvärgar.

Universum är ännu för ungt för att någon svart dvärg ska ha hunnit bildas.

Neutronstjärnor och svarta hål kan bestå ännu längre.

Protoners möjliga sönderfall

Vissa teorier som förenar naturkrafterna förutsäger att protonen inte är fullständigt stabil.

Något protonsönderfall har aldrig observerats. Experiment har endast kunnat sätta mycket långa nedre gränser för protonens livslängd.

Om protoner sönderfaller kommer vanlig materia till sist att upplösas i lättare partiklar och strålning.

Om protonen är absolut stabil kan materiens mycket långsiktiga historia se annorlunda ut. Scenariot ska därför alltid beskrivas som villkorat.

Hawkingstrålning och svarta håls avdunstning

Kvantfältteori i krökt rumtid förutsäger att svarta hål avger Hawkingstrålning.

När de strålar förlorar de långsamt massa. Ju mindre ett svart hål blir, desto varmare blir det och desto snabbare går processen.

För astrofysiska svarta hål är strålningen i dag oerhört svag. Den har inte direkt observerats.

Ett svart hål med några solmassor kan behöva omkring (10^{67}) år för att avdunsta. De största supermassiva svarta hålen kan bestå i omkring (10^{100}) år eller ännu längre.

Talen är storleksordningar, inte exakta kalenderprognoser.

Big Rip

Om mörk energi har en särskild form där dess täthet ökar med tiden kan expansionen bli allt mer våldsam.

I ett Big Rip-scenario skulle accelerationen till sist kunna övervinna:

• galaxhopars gravitation
• galaxers bindning
• planetsystem
• planeter
• i extrema modeller även atomer

Dagens observationer visar inte att detta kommer att ske.

Att vissa data möjligen antyder en föränderlig mörk energi är inte samma sak som att de förutsäger en Big Rip.

Big Crunch

Om universums expansion bromsades tillräckligt kraftigt skulle den i princip kunna stanna och övergå i en sammandragning.

Materia och strålning skulle då pressas samman i ett allt hetare och tätare tillstånd.

Dagens observerade acceleration gör en enkel Big Crunch betydligt mindre förenlig med standardmodellen. Scenariot skulle kräva att mörk energis egenskaper förändrades kraftigt.

Vakuumsönderfall

Kvantfält kan ha flera energitillstånd. Om vårt nuvarande vakuum bara är tillfälligt stabilt kan det i princip övergå till ett lägre energitillstånd.

En sådan övergång skulle kunna börja som en bubbla och spridas nära ljusets hastighet. Fysikens partiklar och krafter kunde då få andra egenskaper.

Det finns ingen observation som visar att ett sådant sönderfall är på väg eller när det skulle inträffa.

Det är en teoretisk möjlighet, inte en praktisk prognos om universums framtid.

Finns det flera universum?

Ordet multiversum används om flera olika idéer som ofta blandas ihop.

Evig inflation

I vissa inflationsmodeller upphör inflationen i vissa områden men fortsätter i andra.

Då kan många så kallade bubbelregioner bildas. Varje region kan utvecklas till ett mycket stort observerbart universum.

Detta är en teoretisk följd av vissa modeller, inte ett direkt observerat faktum.

Olika vakuumtillstånd

Vissa teorier innehåller många möjliga stabila eller tillfälligt stabila fälttillstånd.

Olika kosmiska regioner skulle då i princip kunna få olika partiklar, krafter eller naturkonstanter.

Idén är nära kopplad till spekulativ högenergifysik och har inte bekräftats genom observation.

Många världar i kvantmekaniken

Många världar är en tolkning av kvantmekanikens mätproblem.

Den säger inte nödvändigtvis att det finns andra kosmiska bubblor någonstans bortom vår horisont. Det är ett annat slags multiversumbegrepp.

Att båda idéerna kallas multiversum betyder inte att de är samma teori.

Populärkulturella parallellvärldar

Berättelser där det finns alternativa versioner av samma människor, länder och historiska händelser har ingen enkel motsvarighet i etablerad kosmologi.

De kan inspireras av vetenskapliga begrepp men är främst fiktion.

Multiversum är inte ett bekräftat faktum

Vissa multiversummodeller kan följa naturligt ur andra teorier. Problemet är att de andra regionerna ofta ligger bortom direkt observation.

Forskarna diskuterar därför om och hur modellerna kan ge testbara förutsägelser.

Multiversum bör behandlas som en samling hypoteser, inte som ett etablerat kapitel i den observerade kosmiska tidslinjen.

Vanliga myter om universums historia

Myt	Vad forskningen säger
Big Bang var en explosion i tom rymd	Själva rymdens skala expanderade från ett varmt och tätt tillstånd
Universum expanderar från en central punkt	Inget unikt kosmiskt centrum har observerats
Bakgrundsstrålningen är ljuset från tidpunkten noll	Den frigjordes när universum var cirka 380 000 år
Singulariteten är ett direkt observerat tillstånd	Den visar att den klassiska teorin når sin gräns
Forskare vet vad som fanns före Big Bang	Det finns hypoteser men inget bekräftat svar
Inflation är fullständigt bevisad	Den stöds indirekt men mekanismen är inte identifierad
Alla grundämnen skapades under Big Bang	Big Bang skapade främst väte, helium och lite litium
Svarta hål suger in allt	Föremål kan kretsa runt dem precis som runt andra massor
Mörk materia är antimateria	Det är två helt olika fenomen
Mörk energi är en känd energisort	Namnet betecknar en ännu oförklarad kosmisk effekt
Galaxer är jämnt utspridda	De bildar filament, hopar och stora tomrum
Solsystemet ligger nära universums centrum	Universum har inget känt sådant centrum
Universum är högst 13,8 miljarder ljusår stort	Den observerbara radien är cirka 46,5 miljarder ljusår
Expansionen drar isär människor och solsystem	Bundna system hålls samman av starkare lokala krafter
Webb-teleskopet har motbevisat Big Bang	Observationerna förändrar detaljer i tidig galaxbildning
Multiversum är bekräftat	Det är en grupp spekulativa hypoteser

De största frågorna som fortfarande saknar svar

Kosmologin har byggt en sammanhängande historia, men de största luckorna ligger både vid början, i universums osynliga innehåll och i den avlägsna framtiden.

Vad hände vid Planckskalan?

En bekräftad teori för kvantgravitation saknas.

Därför vet forskarna inte om det fanns en fysisk början, ett tidigare skede eller en mer grundläggande struktur där vanlig tid inte fungerar.

Inträffade inflationen?

Inflation förklarar flera observationer på ett elegant sätt, men det drivande fältet och den exakta modellen är okända.

En säker upptäckt av ursprungliga gravitationsvågor skulle kunna skilja mellan olika modeller, men någon sådan signal har ännu inte bekräftats.

Varför finns det materia?

Universum innehåller ett litet överskott av materia jämfört med antimateria.

Standardmodellen för partikelfysik verkar inte ge en tillräcklig förklaring. Baryogenesen är därför ett av sambanden mellan kosmologi och okänd partikelfysik.

Vad är mörk materia?

Den gravitationella komponenten behövs för att förklara galaxer, hopar, linser, bakgrundsstrålning och strukturernas utveckling.

Ingen mörk-materia-partikel har ännu identifierats.

Det kan handla om en ny partikel, ett nytt fält, flera komponenter eller en djupare förändring av gravitationsteorin.

Vad är mörk energi?

Den accelererade expansionen är observerad, men dess orsak är okänd.

Den kosmologiska konstanten fungerar väl i standardmodellen men väcker stora teoretiska problem. Dynamiska fält och förändrad gravitation är möjliga alternativ.

Varför ger expansionsmätningarna olika svar?

Tidiga och lokala metoder ger fortfarande olika värden på Hubblekonstanten.

Skillnaden kan vara ett mätproblem, ett modellproblem eller ett tecken på okänd fysik.

När tändes de allra första stjärnorna?

Modellerna pekar mot de första hundratals miljoner åren, men Population III-stjärnor har ännu inte identifierats direkt.

Deras massor, antal och roll för återjoniseringen är fortfarande osäkra.

Hur bildades de första supermassiva svarta hålen?

Kvasarer fanns så tidigt att svarta hål måste ha vuxit mycket snabbt.

Forskarna vet inte om de började som små stjärnrester, stora gaskollapser eller flera olika typer av frön.

Hur stort är hela universum?

Vi känner storleken på den observerbara delen inom den kosmologiska modellen.

Vi vet inte om hela universum är ändligt, oändligt eller topologiskt sammanbundet på något komplicerat sätt.

Varför har naturkonstanterna sina värden?

Universums utveckling beror på styrkan hos gravitationen, partiklarnas massor och flera andra naturkonstanter.

Fysiken beskriver värdena mycket noggrant men förklarar ännu inte fullständigt varför de är just sådana.

Kommer mörk energi att förändras?

Om mörk energi är en kosmologisk konstant väntar en lång utveckling mot Big Freeze.

Om den varierar kan framtiden bli annorlunda. De senaste antydningarna är intressanta men inte avgörande.

Från ett nästan jämnt universum till människor

Det tidiga universum innehöll inte galaxer, stjärnor, planeter eller liv. Det innehöll däremot de fysikaliska förutsättningar som kunde skapa dem.

Expansionen sänkte temperaturen. Partiklar bands till protoner och neutroner. Atomkärnor och senare neutrala atomer blev möjliga.

Det nästan jämna universumet hade små skillnader i täthet. Gravitationen förstärkte skillnaderna. Mörk materia byggde halon och filament. Gas föll in och kyldes.

De första stjärnorna tändes och skapade nya grundämnen. Supernovor, stjärnvindar och neutronstjärnesammanslagningar spred ämnena.

Galaxer växte genom gasinflöde, stjärnbildning, sammanslagningar och återkoppling. Nya generationer av stjärnor bildades ur allt rikare material.

I Vintergatan kollapsade ett molekylmoln och bildade solen. I skivan runt den växte jorden och de andra planeterna fram.

På en av planeterna organiserades materia så småningom till levande celler, nervsystem och människor som kunde observera bakgrundsstrålningen och räkna bakåt genom universums historia.

Det betyder inte att utvecklingen mot människor var förutbestämd. Kosmologin beskriver de nödvändiga materiella förutsättningarna, inte en oundviklig plan.

Universums historia är därför både en berättelse om en ökande kosmisk komplexitet och en påminnelse om hur mycket som kunde ha blivit annorlunda.

Vi vet att universum har expanderat från ett varmt och tätt tillstånd. Vi kan följa hur atomer, stjärnor och galaxer uppstod. Vi kan mäta ljus som har färdats i nästan hela den kosmiska historien.

Men vid den yttersta början, i mörk materias identitet, i mörk energis natur och i universums slut finns fortfarande frågor där den moderna fysiken ännu inte har ett färdigt svar.