Kosmologi


 * Kosmologi **

Kosmologi er læren om universets opprinnelse, struktur og utvikling. Det har vært mange ulike teorier om hvordan universet ble til, hvordan det utvikler seg og hvordan det hele vil ende. Nå i senere tid så har vi fått flere observasjonsdata som er bedre, noe som har gjort at tidligere teorier har blitt ryddet vekk og andre har blitt modernisert.

__ Big Bang  __ Teorien om at universet startet med et Big Bang er den modellen som står sterkest og som utgjør standardmodellen for universet. Det er fire viktige grunner som har gjort at denne modellen fortsatt står:

- Rødforskyvning Hubbles lov: v=H*r - Bakgrunnsstrålingen - Fordelingen av grunnstoffer 75 % H og 24 % He - Homogent og isotropt Inflasjonsperioden

Det skjer når synlig lys fra et objekt er forskjøvet mot den røde siden av det elektromagnetiske spekteret. Alle galaksen e som er langt fra oss har spektre som er forskjøvet mot rødt. Dopplereffekten sier at de er på vei fra oss. Rødforskyvning er definert som en økning i bølgelengden av elektromagnetisk stråling som blir tatt i mot av en detektor sammenliknet med bølgelengden som er utstrålt fra kilden. Det motsatte av rødforskyvning kalles blåforskyvning. Da beveger galaksene seg mot oss. Det er rødforskyvning av lys fra fjerne himmellegemer som er grunnlaget for teorien om Big Bang. Rødforskyvning brukes blant annet til å estimere universets fysiske utstrekning og alder.
 * Rødforskyvning **

Den kosmiske bakgrunnsstrålingen er jevnt fordelt overalt i universet og er rester av den meget intense elektromagnetiske strålingen som fantes ved universets startfase. Bølgelengden er i mm- og cm-området. 380 000 år etter Big Bang hadde strålingen en energi som tilsvarte 3000 K, men nå har den en energi som tilsvarer 2,73 K, -270,4 °C. Dette er rundt 3 grader over det absolutte nullpunkt. Grunnen til at strålingen har mistet så mye av sin energi er universets utvidelse. Når universet utvider seg blir de elektromagnetiske bølgene utstrakt og får lengre bølgelengder. Dette er kalt «den kosmiske rødforskyvning». Siden universet fortsetter å utvide seg til det uendelige, vil også den kosmiske bakgrunnsstrålinga fortsette å rødforskyves til det uendelige.
 * Den kosmiske bakgrunnsstrålingen **

Bakgrunnsstrålinga er ikke helt lik i alle retninger, men variasjonene er veldig små. Den har en høyere energi, altså en høyere temperatur, der det er galakser og galaksehoper i dag. Galaksehoper er en samling av galakser som er bundet til hverandre med gravitasjon. Hvis all materie i universet var helt jevnt fordelt fra starten av, ville ikke gassen ha samlet seg i «klumper» som kunne bli til galakser og stjerner. Derfor vet vi at det var større massetetthet i noen deler av universet etter Big Bang.

Siden Arno Penzias og Robert Wilson observerte denne bakgrunnsstrålinga i 1965 har den gitt oss viktig informasjon om universets tidligste tider. De ørsmå temperaturvariasjonene gir oss informasjon om både hva universet inneholder, og hvor raskt det utvider seg. Viktigste informasjonen den har gitt osser universets alder. I 2003 ble det publisert at den var bestemt til 13,7 milliarder år med 1 % usikkerhet.

Avstander i universet
Helt siden menneskenes spede begynnelse har vi vært fascinert over det gigantiske universet. Det virker umulig å ta for seg de enorme avstandene. I solsystemet vårt er det langt fra klode til klode, men ikke lenger enn at vi har sendt sonder helt til de ytterste planetene. Til Proxima Centauri, solas nærmeste stjerne vil det tå så lang tid at et hurtig romskip vil bruke 100 000 år på å komme frem. Avstanden er blitt målt til 4,3 lysår. Når de fleste stjernene ligger 100 millioner lysår unna, kan man bare prøve å regne ut tiden det vil ta å komme seg dit. Nå spør du deg selv: Hvordan i all verden man i det hele tatt regne ut disse avstandene?

Vi har flere forskjellige måter å regne ut avstander til stjernene. Avstanden bestemmer hvilken metode som passe best, men noen avstander kan regnes ut med to eller flere metoder. //Parallaksemetoden// blir brukt ved "korte" avstander. Når man sier korte avstander, betyr i denne sammenhengen opp til 3000 lysår. Parallaksemetoden fungerer slik:

media type="custom" key="12727460"

De aller fleste stjernene er lenger unna og dermed må vi bruke andre metoder for å finne avstander. Dersom avstanden er mindre enn 100 millioner lysår, kan vi bruke en annen stjernetype som heter // cepheider //. De varierer periodisk i lysstyrke og er en entydig sammenheng mellom perioden og den utstrålte effekten. Dette er noe som heter lysstyrkemetoden. Lysstyrkemetoden kan man vise frem slik:

media type="custom" key="12892412"


 * Hubbles lov: Sammenhengen mellom farten (v) og avstanden (r) **


 * v = H * r der H er en konstant som er målt H = (21,7 +- 1,0) km/s per million lysår. **


 * Farten til galakser blir ca. 22 km/s større for hver million lysår vi går utover fra jorda. **

Den rette linjen fremstiller Hubbles lov. Loven er oppkalt etter den amerikanske astronomen Edwin Hubble. Loven sier at om en galakse er dobbelt så langt vekk fra jorda sammenliknet med en annen, så vil den som ligger lengst vekk bevege seg vekk fra oss med den dobbelte hastighet. Tilsvarende vil en galakse som ligger tre ganger så langt borte, bevege seg vekk fra oss med en tre ganger så stor hastighet. Hvert punkt i diagrammet representerer en galakse. Alle punktene treffer ikke den rette linjen. Dette skyldes bade måleusikkerhet og at galaksene har tilfeldige bevegelser om hverandre. Omtrent midt i diagrammet finner man en samling galakser, med omtrent lik avstand fra jorda, men med ulike hastigheter. Disse galaksene roterer, og det er derfor kun deres gjennomsnittshastighet som passer med Hubbles lov.

Kilde: [|http://maartensson.net/fysik/astrofysik/hubbles-lov.htm]