Big Bang er den kosmologiske modellen som stemmer best overens med dagens observasjoner av universet, og skal i følge de nyeste observasjoner ha inntruffet for 13.7 +/- 0.2 milliarder år siden.

Teorien ble foreslått av Georges Lemaître i 1927, og fikk sin første observasjonelle basis av Edwin Hubble i 1929, og senere ble en herremann med navn George Gamow viktig i utviklingen og som forsvarer av teorien. Dette er fordi den kosmiske bakgrunnstrålingen som tidligere hadde blitt forutsagt av Gamow, ble oppdaget i 1965. Etter denne oppdagelsen har Big-Bang-teorien vært ansett som den beste kosmologiske teorien fremfor bl.a. Fred Hoyles ”steady state”-modell. Navnet ”Big Bang” stammer fra Fred Hoyle som brukte det i nedsettende betydning.

Teoriens grunntanke er at dagens univers er resultatet av en ekspansjon fra en tilstand med en enorm tetthet og temperatur, og skal ifølge den generelle relativitetsteorien ha oppstått fra en singularitet, men dette er hittil ikke understøttet av eksperimentelle bevis.

Dagens modeller forutsier en total energikonsentrasjon for universet som må ligge svært nær den kritiske tettheten. Hvis den faktiske energikonsentrasjonen er nøyaktig lik den kritiske vil universet kunne forklares som en stor kvantefluktuasjon. Energitettheten består av omtrent 4% baryonisk materie, 26% mørk materie og 70% vakuumenergi eller mørk energi.

Big Bangs faser
Tiden fra t = 0s til .
Denne perioden kalles plancktiden. Det er etter denne perioden våre modeller for tid og rom gir mening. Universet har nå fått en utstrekning på . Fysikere som leter etter en TOE (Theory of Everything) mener at gravitasjonen rundt dette tidspunktet skilte seg ut fra resten av naturkreftene.


Med utgangspunkt i jakten på magnetiske monopoler foreslo Alan Guth at det tidlige univers gjennomgikk en inflatorisk fase. Dette forklarer bl.a. hvorfor betydelig større områder enn man hadde forventet er kausalt forbundet og hvorfor universet er flatt. I dag er det generell enighet om at universet hadde en tilnærmet eksponentiell utvidelse fra omtrent . Det er litt uenighet rundt hvor stor utvidelsen var, men de fleste anslagene angir en forstørrelsesfaktor på langt over .Den vanligste modellen for å beskrive dette er ”lambda – kald mørk materie”-modellen, eller Lambda-CMD. I begynnelsen av perioden var temperaturen på . Universet blir underkjølt. Det medfører et negativt trykk som setter i gang inflasjonen. Energioverskuddet som oppstår øker temperaturen til . Kvantefluktuasjoner i inflasjonsperioden ”blåses opp” og er opphavet til dagens kosmologiske strukturer.



Temperaturen er nå . Det er denne energitettheten som er opphavet til materien. Kvarkene blir dannet. Universet går nå over til en jevnere ekspansjon, som senere skulle være opphavet til det Edwin Powell Hubble observerte i 1929. Fysikere som leter etter en TOE eller GUT (Grand Unification Theory / Grand Unified Theory) mener at den sterke kjernekraften skilte seg ut fra den elektrosvake kraften rundt dette tidspunktet.



Temperaturen har sunket til . Energikonsentrasjonen er nå for lav til at det blir dannet W- og Z-boson som nå fryses ut og desintegrerer. Den elektrosvake kraften deles i den svake kjernekraften og den elektromagnetiske kraften.



Frem til dette tidspunktet har energikonsentrasjonen vært stor nok til at partikler og antipartikler har blitt dannet og utslettet hverandre kontinuerlig i en tilnærmet likevektsprosess. Ved dette tidspunktet er temperaturen sunket til , som er for lavt til at det blir dannet kvarker og antikvarker, som nå bare utsletter hverandre. Pga. en asymmetri mellom materie og antimaterie blir det igjen et overskudd av kvarker.



Frem til nå har universet sannsynligvis bestått av et kvark-gluon-plasma. Rundt dette tidspunktet blir energikonsentrasjonen så lav at denne tilstanden ikke kan opprettholdes. Kvarkene slutter seg sammen og baryonene fryses ut.


t =~ 1s
Fra t =~ 0.1s har det vært termisk likevekt i dannelsen og utslettelsen av elektroner og positroner, og nøytron-proton-overganger. Pga. den svake vekselvirkningens energiavhengighet og universets energikonsentrasjonen ved t =~ 1s opphører nøytron-proton-forvandlingen og nøytrinoene fryses ut. Temperaturen er også for lav til at det dannes elektron-positron-par. Pga. asymmetri mellom materie og antimaterie utslettes nå positronene, mens et lite overskudd av elektroner overlever.


t = 100-200s
Fra elektron-positron-massakren og frem til dette tidspunktet har det vært termisk likevekt mellom reaksjonene . Fotonene som driver fotodisassosiasjon stammer fra den tidligere massakren av antimaterie. Etter 100-200s er konsentrasjonen av så høyenergetiske fotoner blitt så lav at Deuterium fryses ut. Sammen med det faktum at nøytroner er ustabile og desintegrerer til protoner, elektroner og antielektronnøytrinoer fås omtrent dagens forhold med 75% hydrogen, 24% helium og 1% deuterium, litium og Beryllium.


t =~ 300 000år
Energikonsentrasjonen er nå så lav at elektroner knyttes til atomkjerner og universet er ikke lenger i en plasmatilstand. Dette medfører at fotoner kan bevege seg fritt og universet blir gjennomsiktig. Det er nå bakgrunnsstrålingen oppstår. Tetthetsvariasjonene fra denne perioden er opphavet til dagens strukturer.


t =~ 500 000 millioner år
Gravitasjonen i de tidligere tetthetsvariasjonene fører til at kvasarene og de første protogalaksene dannes. De tunge grunnstoffene blir dannet i supernovaeksplosjoner.


t =~ 2 milliarder år
De første galaksene dannes.


t =~ 8 milliarder år
Metallkonsentrasjonen er enkelte steder passe til at det dannes stabile stjerner, som vår egen sol.


t =~ 9 milliarder år
Livet oppstår på jorden


t =~ 13 milliarder år
Universet er nå inne i en fase med akselererende ekspansjon som følge av et negativt trykk, som tilskrives en form for mørk energi. Dette har ført til at dem kosmologiske konstant er gjeninnført og er også en del av inflasjonsmodeller som Lambda-CMD.


Eksperimentelle observasjoner som støtter Big Bang teorien

- Kosmologisk rødskift som følge av at lysets bølgelengder øker i takt med universets ekspansjon viser at de aller fleste himmellegemer er på vei bort fra oss.

- Big Bang-teorien er den eneste som kan forklare den kosmiske bakgrunnsstrålingen på 2,73K.

- Den relative mengden av helium i universet er sterkt avhengig av antall nøytrinotyper, og mengden primordialt deuterium er sterkt avhengig av baryontettheten. Med delvis utgangspunkt i dette og asert på oppdagelser innen den subatomære fysikken har man funnet svært gode overensstemmelser mellom subatomær fysikk og kosmologi.

- Man observerer også en evolusjon når det gjelder galakser, kvasarer og stjerner. Disse observasjonene stemmer godt overens med modelleringer basert på Big Bang.


God illustrasjon


Skrevet av: Kent Olav Skjei
Korrigert og lastet opp av Magnus Botnan

Skrevet av Petter den 2006-02-02:
nice =)

Skrevet av Petter den 2006-02-02:
nice =)