Visa källa för Big bang

{{Olika betydelser}}
[[Fil:CMB Timeline300 no WMAP.jpg|mini|höger|Illustration av hur [[universum]] expanderar enligt big bang-teorin.]]

'''Big bang''' (eller '''stora smällen'''<ref>{{Webbref|url=http://www.ne.se/uppslagsverk/encyklopedi/l%C3%A5ng/stora-sm%C3%A4llen|titel=stora smällen|utgivare=''[[Nationalencyklopedin]]'' (NE)|hämtdatum=31 december 2015}}</ref>) är den mest vedertagna kosmologiska teorin om [[universum]]s tidiga utveckling. [[vetenskaplig teori|Teorin]] täcker tidsperioden sedan universum var mycket, mycket ungt och fram till idag.<ref name=Silk/><ref name=Wollack/> Universums utveckling tog sin början för cirka 13,8 miljarder år sedan<ref name=planck_overview></ref><ref name="arXiv-20121220"></ref>, då [[Rumtid|rymden]] började [[Universums expansion|expandera]]. Universum var då extremt tätt och varmt, och hela det [[observerbara universum]] var koncentrerat i en punkt. Rum, tid och materia uppkom alla vid big bang.<ref name=EB/> Den snabba expansionen har resulterat i vårt nuvarande kalla och glesa universum, men det finns kvar värmevågor från big bang, som stora antenner kan fånga upp.

Termerna ''big bang'' och ''[[Steady state-teorin|steady state]]'' myntades av [[astronom]]en [[Fred Hoyle]] under en radiointervju i [[BBC]] den [[28 mars]] [[1949]], som ett kärnfullt sätt att karakterisera de båda dominerande kosmologiska teorierna vid den tiden.<ref name="hoyle">{{bokref|efternamn=Hoyle |förnamn=Fred |år=1994 |titel=Home is where the wind blows |utgivare=University Science Books |utgivningsort=Mill Valley, California |isbn=0-935702-27-X}}</ref> Den populära versionen är att Hoyle, som själv förespråkade steady state-teorin, använde uttrycket i nedsättande betydelse. Det förnekade Hoyle senare uttryckligen och menade att uttrycket myntades för att belysa den största skillnaden mellan de två teorierna.<ref name=BBC/><ref name=Croswall/>

Termen big bang i sig är dock något missvisande då det inte handlar om en explosion av materia i en tom rymd utan istället om en expansion av rummet som materian befinner sig i. Grunden till big bang-teorin lades redan [[1922]] av den [[Kejsardömet Ryssland|rysk]]e och [[sovjetisk]]e [[matematiker]]n [[Aleksandr Fridman]] och oberoende [[1927]] av den romersk-[[katolicism|katolske]] [[präst]]en och [[astronom]]en [[Georges Lemaître]] (1894–1966). Fridman var den förste som upptäckte att det fanns lösningar till [[Albert Einstein]]s [[allmänna relativitetsteori]] där universum inte var statiskt utan kunde utvidgas eller krympa. Einstein hade infört den [[kosmologiska konstanten]] i sina fältekvationer för att kunna ha ett [[statiskt universum]], och avfärdade i början Fridmans ekvationer som ofysikaliska. Införandet av den kosmologiska konstanten var något som Einstein ångrade senare. Man får se det som en ovilja att lämna tanken av ett statiskt universum till en början. Lemaître återupptäckte dessa lösningar fem år senare och var den som drog slutsatsen att om universum expanderar måste det ha haft en början.

Det finns inte mycket kunskap om hur det allra tidigaste skedet av expansionen har gått till. I princip förutsäger den traditionella big bang-teorin att universum uppstår ur en [[Gravitationell singularitet|singularitet]] vid tiden 0, men den allmänna relativitetsteorin är inte tillförlitlig när universum är yngre än [[planckenheter|planck-tiden]], utan den måste då ersättas av [[kvantgravitation]], för vilken det ännu inte finns någon allmänt accepterad teori. Singulariteten vid big bang är också ovanlig så till vida att den direkt påverkar universum vid senare tidpunkter och därmed i princip är observerbar, medan den singularitet som finns i centrum av ett svart hål döljs för oss av en händelsehorisont, och därmed inte är observerbar. Därför täcker inte big bang detta allra tidigaste skede eller ursprungstillståndets precisa karaktär. Istället beskriver den hur universum utvecklats efter en viss tidpunkt, vilken ofta tas som slutet av [[Inflation (kosmologi)|inflationsfasen]], men andra möjligheter har också diskuterats. En sådan möjlighet är att vårt universum skulle kunna uppstå när en stjärna kollapsar till ett [[svart hål]] i ett universum med fyra rumsdimensioner.<ref>{{Tidskriftsref|författare=Pourhasan, Razieh; Afshordi, NIayesh & Mann, Robert B.|rubrik=Out of the white hole: a holographic origin for the big bang|år=2014|tidskrift=Journal of cosmology and astroparticle physics|volym=4|sid=005}}</ref><ref>{{Tidskriftsref|författare=Afshordi, Niayesh; Mann, Robert B. & Pourhasan, Razieh|rubrik=The black hole at the beginning of time|år=2014|tidskrift=Scientific American|nummer=August}}</ref> På så sätt kan man komma undan att universum uppstår ur en observerbar singularitet, och istället får man en singularitet som döljs av det svarta hålets händelsehorisont. En intressant konsekvens av en sådan modell är att den eliminerar behovet av att införa [[mörk energi]] för att förklara varför universums expansion accelererar, för att inflytandet av en extra rumsdimension på [[Gravitation|gravitationen]] ger en likartad effekt på universums expansion som den mörka energin<ref>{{Tidskriftsref|författare=Dvali, Georgi|rubrik=Out of the darkness|år=2004|tidskrift=Scientific American|nummer=February|sid=56–63}}</ref>.

== Universums uppkomst genom big bang ==
{{Huvudartikel|Universums historia}}
Big bang-teorin utgår från den [[kosmologiska principen]] att [[universum]] är [[Homogenitet|homogent]] och [[isotropi|isotropt]], det vill säga att oberoende av var man är i universum och åt vilket håll man tittar så ser det likadant ut. Denna princip leder till att [[rumtid]]sgeometrin för universum ges av [[Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-metriken]]:
:<math>\mbox{d}s^2 = -c^2 \mbox{d}t^2 + a^2\left(t\right)\left[\frac{\mbox{d}r^2}{1-kr^2} + r^2\left(\mbox{d}\theta^2 + \sin^2 \theta \mbox{d}\phi^2\right)\right]</math>

där ''a''(''t'') är en skalfaktor och ''k'' beskriver universums krökning. Genom att skala om den radiella koordinaten ''r'' räcker det med att ge ''k'' värdena {{nowrap|+1, 0, -1}}. Fallet ''k''&nbsp;=&nbsp;0 svarar mot ett platt universum, medan ''k''&nbsp;=&nbsp;1 svarar mot ett sfäriskt, slutet universum och ''k''&nbsp;=&nbsp;-1 svarar mot ett hyperboliskt, öppet universum. Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkermetriken är en s.k. exakt lösning av [[Einsteins fältekvationer]] inom den [[allmänna relativitetsteorin]].<ref name="LaLu95"/><ref name="Ellis98"/>

[[Fil:2MASS LSS chart-NEW Nasa.jpg|höger|miniatyr|Panoramisk bild över hela när-infrarödhimlen, tagen från [[Hubbleteleskopet]]. Fotografiet visar fördelningen av galaxer bortom [[Vintergatan]].]]
Det är viktigt att notera att big bang inte är en explosion i den vanliga meningen att vi från början har haft en samling av materia som legat stilla i ett i övrigt tomt universum, och att denna materia sedan kastats ut i det omgivande tomrummet. Ett sådant scenario är inte förenligt med den kosmologiska principen som säger att universum ser likadant ut överallt. Big bang är i stället en expansion, där avståndet mellan två godtyckliga partiklar, vilka kan vara två atomer eller två galaxer, eller någonting annat, ökar med tiden genom att själva rummet växer på grund av att skalfaktorn ''a''(''t'') växer med tiden. Omvänt om vi följer universums utveckling baklänges ser vi att avstånden mellan partiklarna blir mindre, universum var alltså tätare tidigare. Big bang betyder inte att allting i universum expanderar. Små föremål som människor, bilar och [[asteroider]] expanderar inte, eftersom de hålls samman av starka [[kemiska bindningar]]. Vårt [[solsystem]] och vår [[galax]] expanderar inte eftersom [[gravitationen]] lokalt är tillräckligt stark för att hindra också dessa från att expandera. Det är först när vi kommer ut till längdskalor som är större än en [[galaxhop]] som vi kan se [[universums expansion]].

Om vi följer universums utveckling baklänges ser vi att det fanns en tidpunkt vid vilken avståndet mellan alla partiklar i universum var 0. Alltså blev universums täthet oändligt stor vid denna tidpunkt. Detta är en [[Gravitationell singularitet|singularitet]], och detta ögonblick brukar oftast identifieras som [[universum]]s skapelse. Man kan visa från den [[allmänna relativitetsteorin]] att universums rumtid bör innehålla en sådan singularitet, men [[Stephen Hawking]] har visat att [[Kvantmekanik|kvantmekaniska]] effekter gör det möjligt att universum uppstod utan någon singularitet i det första ögonblicket. Istället skulle rumtiden bildat en slags avrundad [[geometri]], ungefär på samma sätt som man inte finner någon spets på jordytan när man åker till nordpolen. Då rummet och tiden ([[rumtid]]en) uppkom i och med big bang är frågor som "vad expanderar universum i?" eller "vad finns utanför universum?" meningslösa, då rumsliga begrepp, enligt teorin, inte finns någon annanstans än i universum. Det finns inga utrymmen utanför universum. Också tidsbegreppet "före big bang", är av samma anledning meningslöst.

Det är inte bara tätheten som var oändligt hög från början utan detsamma gäller för universums temperatur. I det tidiga universum var temperaturen så hög att materien var uppdelad i de mest fundamentala [[elementarpartiklar]] som finns, det vill säga [[kvarkar]] och [[lepton]]er.<ref name="kolb">{{bokref| förnamn=E. W. |efternamn=Kolb |förnamn2=M. S. |efternamn2=Turner |år=1990 |titel=The Early Universe |utgivare=Addison-Wesley |utgivningsort=Redwood City}}</ref> Ungefär 0,1&nbsp;ms efter universums uppkomst hade temperaturen sjunkit så mycket att kvarkarna kunde slå sig samman till [[proton]]er och [[neutron]]er. Genom att neutronen är något tyngre än protonen, så bildas det fem protoner per neutron. När universum sedan är ungefär en sekund gammalt har temperaturen blivit så låg att protonerna och neutronerna kan gå samman och bilda [[atomkärna|atomkärnor]]. Denna kosmiska [[nukleosyntes]] håller på i några minuter.<ref name="weinberg">{{bokref |förnamn=Steven |efternamn=Weinberg |författarlänk=Steven Weinberg |år=1978 |titel=De första tre minuterna |utgivare=Rabén & Sjögren |utgivningsort=Stockholm |isbn=91-29-51521-1}}</ref> Under tiden sönderfaller också några av neutronerna till protoner, så att effektivt sett går det 8 protoner per varje neutron. De flesta neutronerna och protonerna bildar tillsammans [[helium|helium-4]] atomkärnor, och de överblivna protonerna blir [[väte]], men det uppstår också små mängder [[deuterium]], [[helium-3]] och [[litium|litium-7]].

Universum fortsätter att expandera och kylas av. Efter 350&nbsp;000 år har temperaturen sjunkit till 3&nbsp;000 grader. Då rör sig [[elektron]]erna så långsamt att de kan fångas in av atomkärnorna och tillsammans bildar de [[atom]]er. Innan detta skedde så blockerade de fria elektronerna [[foton]]ernas rörelse, så att de endast kunde röra sig en kort sträcka innan de spreds mot en elektron, men när elektronerna binds i atomerna blir universum genomskinligt för fotonerna, och de kan röra sig fritt genom universum. Idag ser vi denna [[elektromagnetisk strålning|elektromagnetiska strålning]] som en [[kosmisk bakgrundsstrålning]] i [[mikrovågor|mikrovågsområdet]]. Universum gick sedan in i den så kallade mörka tidsåldern<ref>{{Tidskriftsref|författare=Abraham Loeb|rubrik=The dark ages of the universe|år=2006|tidskrift=Scientific American|nummer=November|sid=22–29}}</ref>.

Den neutrala vätgas som nu bildas är bra på att absorbera [[ultraviolett strålning]]. Om den fanns kvar idag skulle vi kunna se den som absorption av det ultravioletta ljuset från andra galaxer och kvasarer, men en sådan absorption finns inte. Det betyder att gasen måste ha blivit joniserad igen, en händelse som kallas för rejonisationen. Under den mörka tidsåldern började den atomära gasen att falla in mot de förtätningar som redan hade bildats i den mörka materien<ref>{{Tidskriftsref|författare=Jordi Miralda-Escudé|rubrik=The dark age of the universe|år=2003|tidskrift=Science|volym=300|sid=1904–1909}}</ref>. I denna gasen skulle det sedan kunna bildas stjärnor genom att mindre fragment av gasen drar ihop sig och kollapsar, men bildningen av de första stjärnorna skiljer sig från senare generationer av stjärnor. För att stjärnbildningen ska fungera är det viktigt att gasen kan stråla ut mycket av den värme som bildas under sammandragningen. I våra dagar sker detta genom att molekyler såsom CO sänder ut strålning, men i det tidiga universum finns det bara väte och litium som kan bilda molekyler, men vätgasmolekylen är mycket sämre på att kyla ned gasen och litiumhydrid är mycket ovanlig. Därför går det bara att bilda mycket tunga stjärnor med starka gravitationsfält. Dessa första stjärnor vägde förmodligen några hundra gånger mer än solen<ref>{{Tidskriftsref|författare=Richard B. Larson & Volker Bromm|rubrik=The first stars in the universe|år=2001|tidskrift=Scientific American|nummer=December|sid=52–59}}</ref><ref>{{Tidskriftsref|författare=Volker Bromm & Richard B. Larson|rubrik=The first stars|år=2004|tidskrift=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volym=42|sid=79–118}}</ref>. Dessa stjärnor var då mycket heta och ljusstarka och sänder ut stora mängder ultraviolett strålning<ref>{{Tidskriftsref|författare=Michael D. Lemonick|rubrik=The first starlight|år=2014|tidskrift=Scientific American|nummer=April|sid=24–31}}</ref>, som kan jonisera vätgasen igen. En annan möjlig källa till [[joniserande strålning]] är massiva svarta hål. Dessa hål drar till sig gas från sin omgivning och medan denna gas faller ned mot det svarta hålet värms den upp och sänder ut ultraviolett strålning, men förmodligen var de svarta hålen mindre viktiga eftersom de första galaxerna var relativt små och därmed hade mindre svarta hål. Rejonisationen började bara några hundra miljoner år efter big bang enligt mätningar av polarisationen av mikrovågsbakgrunden och en miljard år efter big bang hade praktiskt taget hela gasen mellan stjärnorna blivit joniserad och universum var genomskinligt<ref>{{Tidskriftsref|författare=Rennan Barkana|rubrik=The first stars in the universe and cosmic reionization|år=2006|tidskrift=Science|volym=313|sid=931–934}}</ref>. Genom sin höga massa var de första stjärnorna också mycket kortlivade och varje stjärna exploderade efter endast några miljoner år som en supernova. Under denna explosion bildades det tyngre grundämnen så att gasen steg för steg berikades med tyngre grundämnen. Därigenom kan vi idag i vårt lokala universum inte hitta några av de första stjärnorna längre, utan till och med de äldsta stjärnorna i dagens universum innehåller små mängder av tyngre grundämnen och har alltså inte bildats direkt från den ursprungliga gasen.

[[Fil:Cobe-cosmic-background-radiation.gif|miniatyr|vänster|Den [[kosmiska bakgrundsstrålningen]] är ett av bevisen för att big bang-teorin är riktig. Den översta bilden visar rödskift i bakgrundsstrålningen på grund av jordens rörelse i universum. I mittenbilden syns [[Vintergatan]]s strålning som ett bälte över bilden. På den nedre bilden har man kompenserat för Vintergatans strålning.]]

=== Universums expansion och ålder ===
Den första som mätte universums expansionshastighet var [[Edwin Hubble]]. I slutet av 1920-talet hade han konstaterat inte bara att ljuset från de flesta galaxerna är [[rödförskjutning|rödförskjutet]], vilket [[Vesto Slipher]] redan hade sett på 1910-talet, utan också att rödförskjutningen växer med avståndet till galaxen. Om man tolkar rödförskjutningen som en [[Dopplereffekt]], så att galaxen rör sig bort från oss med en hastighet ''v'', så beskrivs sambandet mellan dess hastighet och avståndet ''r'' till oss av [[Hubbles lag]]:
:<math>v = H_0 r</math>

där ''H''<sub>0</sub> är Hubbles konstant. Teoretiskt kan vi uttrycka Hubbles konstant med hjälp av skalfaktorn ''a''. Hubbles konstant är det nuvarande värdet på ''a''′/''a''. Egentligen är den kosmiska rödförskjutningen inte en Dopplereffekt utan den beror på att medan ljusvågen färdas från avlägsen galax till oss kommer vågens våglängd att expandera precis som allt annat i universum. Studier av [[cepheid]]er i andra galaxer ger oss idag att Hubbles konstant är 74&nbsp;km/s/Mpc.<ref name="freedman">{{tidskriftsref |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2012ApJ...758...24F |rubrik=Carnegie Hubble Program: A Mid-infrared Calibration of the Hubble Constant |förnamn=Wendy L. |efternamn=Freedman |förnamn2=Barry F. |efternamn2=Madore |förnamn3=Victoria |efternamn3=Scowcroft |förnamn4=Chris |efternamn4=Burns |förnamn5=Andy |efternamn5=Monson |förnamn6=S. Eric |efternamn6=Persson |förnamn7=Mark |efternamn7=Seibert |förnamn8=Jane |efternamn8=Rigby |år=2012 |tidskrift=The Astrophysical Journal |volym=758 |sid=10}}</ref>

Om universum expanderade med en konstant hastighet så skulle universums ålder vara 1/''H''<sub>0</sub>, men universums expansionshastighet påverkas av gravitationen från all materia och energi i universum. Detta kan vi se på två sätt. För det första bestämmer den totala energidensiteten i universum dess krökning. Om energidensiteten överstiger den kritiska densiteten, som uttryckt i massenheter är ungefär 10<sup>-26</sup>&nbsp;kg/m³, så kommer universum ha en positiv krökning (''k''&nbsp;=&nbsp;1) och det är sfäriskt, slutet. Omvänt om densiteten underskrider denna kritiska densitet, så är universum hyperboliskt, öppet. Den andra effekten är att genom gravitationen kommer expansionshastigheten att förändras med tiden. Det mest naturliga vore att universums expansion långsamt avtar men 1998 upptäckte två grupper, The Supernova Cosmology Project, som leddes av [[Saul Perlmutter]], och The High-z Supernova Search Team, som leddes av [[Brian Schmidt]] och [[Adam Riess]], genom att mäta ljusstyrkan hos avlägsna [[supernova typ Ia|typ Ia supernovor]] oberoende av varandra att universums expansion tvärtom accelererar.<ref name="frieman">För en översikt över denna forskning se {{tidskriftsref |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2008ARA%26A..46..385F |förnamn=Joshua A. |efternamn=Frieman |förnamn2=Michael S. |efternamn2=Turner |förnamn3=Dragan |efternamn3=Huterer |år=2008 |rubrik=Dark energy and the accelerating universe |tidskrift=Annual Review of Astronomy & Astrophysics |volym=46 |nummer=1 |sid=385–432}}</ref> Denna acceleration förklaras bäst av att universum till största delen består av en okänd form av [[mörk energi]], vilken har den speciella egenskapen att den har ett starkt negativt tryck.

De bästa mätningar av universums ålder som finns idag är de som kommer från [[Europeiska rymdorganisationen|ESA]]s [[Planckteleskopet|Planck]]-projekt, och [[NASA]]s [[WMAP]]-projekt, vilka observerar olika aspekter av den [[kosmiska bakgrundsstrålningen]]. Mätningarna ger att universums ålder är 13,799&nbsp;±&nbsp;0,038 miljarder år<ref name=planck_overview>{{tidskriftsref | url=http://arxiv.org/abs/1502.01582 | rubrik=Planck 2015 results. I. Overview of products and scientific results. Table 9. | författare=Planck collaboration | tidskrift=Submitted to Astronomy & Astrophysics | år=2015}}</ref> respektive 13,772&nbsp;±&nbsp;0,059 miljarder år.<ref name="arXiv-20121220">{{tidskriftsref |last=Bennett |first=C.L. |last2=Larson |first2=L.|last3=Weiland |first3=J.L. |last4=Jarosk |first4= N. |last5=Hinshaw |first5=N. |last6=Odegard|first6=N. |last7=Smith |first7=K.M. |last8=Hill |first8=R.S. |last9=Gold |first9=B.|last10=Halpern |first10=M. |last11=Komatsu |first11=E. |last12=Nolta |first12=M.R.|last13=Page |first13=L. |last114=Spergel |first14=D.N. |last15=Wollack |first15=E.|last16=Dunkley |first16=J. |last17=Kogut |first17=A. |last18=Limon |first18=M. |last19=Meyer|first19=S.S. |last20=Tucker |first20=G.S. |last21=Wright |first21=E.L. |rubrik=Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results|url=http://arxiv.org/abs/1212.5225 |arxiv=1212.5225 |datum=2012-12-20|hämtdatum=2013-03-23}}</ref> Detta ligger i linje med andra uppskattningar baserade på direkta mätningar av Hubbles konstant och bestämningar från studier av supernovor av typ Ia hur universums expansion accelererar.

== Observationer som stödjer big bang ==
Den kosmologiska standardmodellen som numera kallas [[Lambda-CDM-modellen]] ger en mycket exakt beskrivning av en stor mängd kosmologiska [[observation]]er och [[experiment]]. Det tidigaste stödet kom genom Edwin Hubbles observationer under 1920-talet som visade att nästan alla galaxer avlägsnar sig från oss, och ju längre bort de är, desto snabbare avlägsnar de sig. Hubble publicerade 1929 Hubbles lag som säger att avlägsna galaxers hastighet bort från oss är proportionell mot deras avstånd från oss, och drog slutsatsen att universum expanderar.<ref>{{bokref |titel=The Grand Design |förnamn=Stephen |efternamn=Hawking |författarlänk=Stephen Hawking |förnamn2=Leonard |efternamn2=Mlodinow |år=2010 |utgivare=Bantam books |utgivningsort=London |isbn=978-0-593-05830-5 |sid=159}}</ref> På grund av universums expansion sker en rödförskjutning av avlägsna galaxers spektra, som kan användas för att avståndsbestämma dem. (Denna rödförskjutning ska inte förväxlas med Dopplereffekten.) Hubbles observationer av universums expansion stödjer big bang-modellen, men de kan också förklaras av steady state-teorin. Dock så kräver steady state att universum alltid har varit likadant, medan big bang förutsätter att universum har utvecklats. Det sistnämnda stämmer mycket bättre med observationer av att till exempel [[kvasar]]er var mycket vanligare när universum var yngre än de är idag.

Ett starkare stöd för teorin kom genom [[Arno Penzias]] och [[Robert Woodrow Wilson|Robert Wilsons]] upptäckt år [[1964]] av den så kallade [[kosmisk bakgrundstrålning|kosmiska bakgrundstrålningen]], som förutsagts av [[George Gamow|Gamow]], [[Ralph Alpher|Alpher]], och [[Robert Herman|Herman]] redan 1948, och sedan oberoende av [[Robert Dicke|Dicke]] och [[James Peebles|Peebles]] 1964. Big bang-teorin leder till en nästan homogen kosmisk bakgrundsstrålning, vars spektrum är det för strålning från en [[svartkroppsstrålning|svart kropp]] med en [[temperatur]] på 2,7&nbsp;[[Kelvin|K]]. Teorin säger också att det ska förekomma mycket små fluktuationer i strålningens temperatur, vilka har sitt ursprung i kvantfluktuationer i [[densitet]]en i det tidiga universum. Relativt nya mätningar av fluktuationer i bakgrundsstrålningen, som utförts av satellitexperimenten [[George F. Smoot|COBE]] och [[WMAP]], har bekräftat denna förutsägelse i detalj.

Det tredje klassiska stödet för big bang är de relativa förekomsterna av lätta [[grundämne]]n i universum. I det mycket tidiga och mycket varma universum kunde väteatomers kärnor slås samman till heliumkärnor och i någon mån litiumkärnor, men de processerna avstannade när universum svalnat. Teorin för big bang [[nukleosyntes]] förutspår att vanlig materia skulle till 77 % vara [[väte]] och till ungefär 23 % [[helium]], med spår av [[litium]] (övriga tyngre grundämnen har tillkommit senare, inuti stjärnor). Detta stämmer väl med observationer.<ref>{{bokref |titel=The Grand Design |förnamn=Stephen |efternamn=Hawking |författarlänk=Stephen Hawking |förnamn2=Leonard |efternamn2=Mlodinow |år=2010 |utgivare=Bantam books |utgivningsort=London |isbn=978-0-593-05830-5 |sid=164}}</ref>

Förutom dessa tre grundpelare finns flera andra [[Evidens|belägg]].

== Särdrag och problem ==
Även om forskarvärlden i dag, på grund av den överväldigande överensstämmelsen mellan observationer och experiment, har accepterat big bang framför andra kosmologiska modeller, var det vetenskapliga samfundet en gång uppdelat mellan förespråkare för big bang och framförallt [[steady state-teorin]]. Dessa alternativa modeller har idag uteslutits framför allt på grund av observationen och noggranna mätningar av den [[kosmiska bakgrundsstrålningen]].

För att kunna jämföra och granska livskraften hos nya kosmologiska [[hypotes]]er utformades redan på 1930-talet ett halvdussin olika klassiska test, varav [[Tolman Surface Brightness Test]] är ett exempel.<ref>{{tidskriftsref |förnamn=Yurij |efternamn=Baryshev |förnamn2=Pekka |efternamn3=Teerikorpi |url=http://rd.springer.com/chapter/10.1007/978-94-007-2379-5_8 |titel=Fundamental Questions of Practical Cosmology - Classical Cosmological Tests |tidskrift=[[Astrophysics and Space Science]] |volym=383 |år=2012 |sid=157–180}} Springer förlag. {{ISBN|978-94-007-2378-8}} (Print)</ref>

För big bang har det, sedan teorin först tog form, framhållits olika svårigheter för denna, som [[horisontproblemet]], [[Inflation (kosmologi)#Universums flathet|flathetsproblemet]], förekomsten av [[magnetisk monopol|magnetiska monopoler]] och [[antimateria]], [[Klotformig stjärnhop|klotformiga stjärnhopars]] ålder, och på senare år [[mörk materia]] och [[mörk energi]]. En del av dessa problem har lösts, antingen genom bättre observationer eller modifikationer av teorin, och är intressanta främst ur historisk synvinkel. Ett exempel på detta är de klotformiga stjärnhoparna, vilka med bättre förståelse av stjärnornas fysik visade sig vara yngre än man trott. Andra är aktiva forskningsfält, som till exempel asymmetrin mellan materia och antimateria.

== Inflation ==
{{Huvudartikel|Inflation (kosmologi)}}
En ren big bang-modell förklarar inte varför universum är så likformigt i alla riktningar, [[Inflation (kosmologi)#Horisontproblemet|horisontproblemet]], och varför rymdens krökning är så nära noll samt [[Horisontproblemet#Universums flathet|flathetsproblemet]]. Detta kan dock förklaras om expansionen under big bang  i ett initialt skede varit ''extremt'' snabb.

Hypotesen att expansionen vid big bang i en fas varit mycket snabb kallas [[inflation (kosmologi)|inflationsteorin]] och föreslogs [[1980]] av [[Alan Guth]]<ref name="guth">{{bokref |förnamn=Alan |efternamn=Guth |år=1997 |titel=The inflationary universe |utgivare=Addison-Wesley Publishing |utgivningsort=Reading, Massachusetts |isbn=0-201-14942-7}}</ref> som en lösning till horisontproblemet och flathetsproblemet. Teorin har sedan dess förfinats och det finns flera olika varianter. Principen är att universum initialt under någon bråkdels sekund efter big bang expanderade oerhört snabbt - storleken beräknas ha ökat ungefär 10<sup>28</sup> gånger.

Resultaten från [[WMAP]] överensstämmer med de enklare inflationsmodellerna.<ref name=Cern2006>Cern Courier: [http://cerncourier.com/cws/article/cern/29601 New WMAP results give support to inflation] {{Wayback|url=http://cerncourier.com/cws/article/cern/29601 |date=20120510012343 }}, 2006-05-03, Läst 2012-05-14.</ref><ref name=5yrWMAP>''The Astrophysical Journal Supplement Series'', [http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/cosmology/wmap_5yr_cosmo_reprint.pdf Five-year Wilkinson microwave anisotropy probe observations: cosmological interpretation] 180:330–376, 2009-02, Läst 2012-05-15.</ref> Den kosmologiska standardmodellen, [[Lambda-CDM-modellen]] är den senaste versionen av big bang-kosmologin och inkluderar inflation. Den är en väl testad vetenskaplig teori som är allmänt accepterad inom vetenskapssamfundet, eftersom den ger den mest korrekta och fullständiga förklaringen till alla de fenomen som astronomer observerar. 

I mars 2014 offentliggjorde ett amerikanskt forskarlag ett lyckat test av inflationsteorin genom att i mikrovågsbakgrundens [[Polarisering (elektromagnetism)|polarisation]] leta efter signaler från de [[gravitationsvåg|gravitationsvågor]] som genererades under big bang (för en populär beskrivning se <ref name=Caldwell/>). Observationer med teleskopet BICEP2 vid sydpolen visade mönster i den polariserade strålningen vars egenskaper stämmer väl överens med det man väntar sig av gravitationsvågor som uppstod under inflationen<ref name=DN/><ref name=PopAst/><ref name=BICEP2/>, men som är i konflikt med förväntningarna från den [[ekpyrotiska modellen]], som baseras på [[strängteori]]n. Dessa resultat har senare (2015) visat sig vara felaktiga och den cirkulärpolarisation som BICEP2 har mätt upp kommer från kosmiskt damm.<ref name=Ade/>

== Inte en utan flera? ==
En vanlig variant på big bang-teorin är att universum pulserar och genomgår upprepade big bangs varvid materien i universum praktiskt taget nyskapas med jämna mellanrum. Dessa modeller brukar kallas ''[[cykliska modellen|cykliska universa]]'' och förespråkas av bland andra [[Aleksandr Fridman|Fridman]], [[George Gamow|Gamow]] och [[Robert Dicke|Dicke]].<ref name=Dicke/> Andra forskare menar att teorierna om cykliska universa är behäftade med alltför många problem för att vara sannolika. Ett problem är att förklara varför Universum utvidgas allt snabbare. Om universum en gång kommer att dras ihop till en ny big bang borde utvidgningen minska efterhand för att till sist avta helt.<ref>{{bokref |titel=Big Bang |förnamn=Simon |efternamn=Singh |författarlänk=Simon Singh |år=2006 |utgivare=Leopard |utgivningsort=Stockholm |isbn=91-7343-132-X |sid=464}}</ref>

Den ekpyrotiska modellen, utvecklad av [[Neil Turok]] och [[Paul Steinhardt]] 2006<ref name=Guardian/> har visat att ett sådant universum skulle kunna förklara vissa problem med den [[kosmologiska konstanten]], som vid tiden för (en) big bang, enligt vissa teorier, skulle behöva vara uppemot 10<sup>100</sup> gånger större än de värden som verkar kunna mätas upp. En av konsekvenserna av deras arbeten är att universum skulle kunna vara minst 986 miljarder år gammalt, eventuellt till och med oändligt gammalt.<ref name=Science/>

== Se även ==
* [[Kosmologi]]
* [[Olbers paradox]]
* Teorin för [[Inflation (kosmologi)|inflation]]

== Litteratur ==
* {{bokref |titel=Big Bang |förnamn=Simon |efternamn=Singh |författarlänk=Simon Singh |år=2006 |utgivare=Leopard |utgivningsort=Stockholm |isbn=91-7343-132-X}}
* {{bokref |förnamn=Steven |efternamn=Weinberg |författarlänk=Steven Weinberg |år=1978 |titel=De första tre minuterna |utgivare=Rabén & Sjögren |utgivningsort=Stockholm |isbn=91-29-51521-1}}

== Källor ==

=== Noter ===
<references>
<ref name=BBC>{{webbref|datum=22 augusti 2001 |titel='Big bang' astronomer dies |utgivare=BBC News |url=http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm |språk=engelska |hämtdatum=12 december 2016 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20081208220913/http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm |arkivdatum= 8 december 2008 }}</ref>
<ref name=Croswall>{{bokref |efternamn=Croswell |förnamn=K. |år=1995 |titel=The Alchemy of the Heavens (kapitel 9) |utgivare=Anchor Books |isbn= |språk=engelska }}</ref>
<ref name="LaLu95">{{tidskriftsref|författare=M. Lachieze-Rey, J.-P. Luminet |år=1995 |tidskrift=Physics Reports |titel=Cosmic Topology |volym=254 |nummer=3 |sid=135–214 |arxiv=gr-qc/9605010 |doi=10.1016/0370-1573(94)00085-H|bibcode = 1995PhR...254..135L |språk=engelska }}</ref>
<ref name="Ellis98">{{tidskriftsref|författare=G. F. R. Ellis, H. van Elst |år=1999 |titel=Cosmological models (Cargèse lectures 1998) |tidskrift=Theoretical and Observational Cosmology (NATO Science Series C) |volym=541 |sid=1–116 |arxiv=gr-qc/9812046 |bibcode=1999toc..conf....1E |isbn=978-0792359463 |språk=engelska }}</ref>
<ref name=Caldwell>{{tidskriftsref|författare=R. R. Caldwell, M. Kamionkowski |titel=Echoes from the big bang |tidskrift=Scientific American |datum=28 januari 2001 |språk=engelska }}</ref>
<ref name=DN>{{tidningsref |rubrik=Vågor visar universums första sekund |tidning=Dagens nyheter |datum=17 mars 2014|hämtdatum=18 mars 2014| url=http://www.dn.se/nyheter/vetenskap/vagor-visar-universums-forsta-sekund/ }}</ref>
<ref name=PopAst>{{webbref|titel=Spår av gravitationsvågor bekräftar universums ofattbara inflation |utgivare=Populär Astronomi |datum=17 mars 2014 |hämtdatum=15 juli 2018 |url=http://www.popularastronomi.se/2014/03/spar-av-gravitationsvagor-bekraftar-universums-ofattbara-inflation/ }}</ref>
<ref name=BICEP2>{{webbref |titel=BICEP2 I: Detection Of B-mode Polarization at Degree Angular Scales |utgivare=ArXiv.org |datum=17 mars 2014|hämtdatum=18 mars 2014| url=http://arxiv.org/abs/1403.3985 |språk=engelska }}</ref>
<ref name=Ade>{{tidskriftsref|rubrik = A Joint Analysis of BICEP2/Keck Array and Planck Data|författare = BICEP2/Keck, Planck Collaborations: P. A. R. Ade, et al.|url = http://arxiv.org/abs/1502.00612|år = 2015|tidskrift = arxiv.org |språk=engelska }}</ref>
<ref name=Guardian>{{tidningsref |url=http://www.guardian.co.uk/science/story/0,,1768191,00.html |rubrik=One Big Bang, or were there many? |tidning=[[The Guardian]] |datum=5 maj 2006 |förnamn=James |efternamn=Randerson |språk=engelska }}</ref>
<ref name=Silk>{{bokref|författare=Joseph Silk |titel=Horizons of Cosmology |utgivare=Templeton Press |år=2009 |sid=208 |språk=engelska }}</ref>
<ref name=Wollack>{{webbref|författare=E. J. Wollack |titel=Cosmology: The Study of the Universe |verk=Universe 101: Big Bang Theory |utgivare=NASA |datum=10 december 2010 |url=http://map.gsfc.nasa.gov/universe/ |språk=engelska |hämtdatum=12 december 2016 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20110514230003/http://map.gsfc.nasa.gov/universe/ |arkivdatum=14 maj 2011 }}</ref>
<ref name=EB>{{webbref|titel=Big-bang model |url=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/64893/big-bang-model |verk=Encyclopedia Britannica |språk=engelska |hämtdatum=12 december 2016 }}</ref>
<ref name=Dicke>{{tidskriftsref|författare=R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll, D. T. Wilkinson |titel=Cosmic Black-Body Radiation |tidskrift=Astrophysical Journal |volym=142 |år=1965 |sid= 414–419 |bibcode= 1965ApJ...142..414D |url= http://adsabs.harvard.edu/full/1965ApJ...142..414D |språk=engelska |hämtdatum=12 december 2016 }}</ref>
<ref name=Science>{{tidskriftsref|författare = Steinhardt, P. J.; Turok, N.| titel = A Cyclic Model of the Universe | tidskrift =Science | volym = 296 |nummer= 5572 |sid = 1436–1439 | datum=25 april 2002 | url = http://www.sciencemag.org/content/296/5572/1436 | doi = 10.1126/science.1070462 | bibcode = 2002Sci...296.1436S | arxiv = hep-th/0111030v2 | pmid=11976408 |språk=engelska |hämtdatum=12 december 2016 }}</ref>

</references>
== Externa länkar ==
*{{Commonscat|Big Bang}}
{{Universum}}

{{auktoritetsdata}}

[[Kategori:Kosmogoni]]
[[Kategori:Fysikalisk kosmologi]]
[[Kategori:Astrofysiska teorier]]
[[Kategori:Wikipedia:Basartiklar]]
[[Kategori:Big bang| ]]
[[Kategori:Universum]]
[[Kategori:Begynnelser]]