Titta

UR Samtiden - Rymdteleskopet Hubble

UR Samtiden - Rymdteleskopet HubbleDela
  1. Jag ska prata lite om hur man
    kan använda kraftfulla teleskop-

  2. -för att avslöja vad som händer
    i universums avlägsna galaxer.

  3. Det handlar inte bara om...
    Det handlar ju om allting.

  4. Hur kan vi veta nåt om de här
    galaxerna? T.ex. hur avlägsna de är.

  5. Jag jobbar på Stockholms universitet
    i en byggnad som ser ut så här.

  6. Det är AlbaNova universitetscentrum.
    Det ligger uppe på Ruddammen.

  7. Här har vi faktiskt ett teleskop.

  8. Det går
    att komma på visningar ibland.

  9. Här har vi faktiskt Sveriges
    största optiska teleskop i drift.

  10. Kanske på Sveriges
    sämst belägna ställe.

  11. Det är mitt inne i stan
    med stadsljus och allting.

  12. Men vi kan ha
    visningar för allmänheten-

  13. -och vi kan utbilda våra studenter
    i hur man använder teleskop.

  14. Vi ska ha öppet hus senare i år.

  15. Men nu lämnar vi
    det här AlbaNova-teleskopet-

  16. -och förflyttar oss ut i rymden.

  17. I rymden
    finns det också ett teleskop.

  18. Det är det s.k. Hubbleteleskopet
    som nog de flesta har hört talas om.

  19. Det här är den berömda bilden
    "Hubble ultra deep field".

  20. Det kan väl översättas
    som Hubbles ultradjupa fält.

  21. Vad är så speciellt med det här?

  22. Hubble är känt för att ta bilder med
    oerhörd skärpa och ett oerhört djup.

  23. Man ser mycket ljussvagare objekt
    med Hubble än med teleskop på jorden.

  24. Jordatmosfärens turbulens
    suddar nämligen ut bilderna.

  25. Det är lite som ett mikroskop,
    så det är ett väldigt litet bildfält.

  26. Det här är en bild på fullmånen.

  27. Den där lilla röda rektangeln
    där nere visar ungefär-

  28. -hur stor yta på himlen
    Hubble kan studera åt gången.

  29. Man riktade in sig på ett ställe-

  30. -där man inte
    kunde se några stjärnor alls.

  31. Man valde en mörk plats på himlen.

  32. En plats som man kände till nästan
    inte innehöll några stjärnor alls.

  33. Sen öppnade man slutaren
    på teleskopet.

  34. Har man lång slutartid på en kamera,
    så kan man se ljussvagare objekt.

  35. Här tar man inte en lång exponering,
    utan många som man lägger ihop.

  36. Den totala exponeringstiden rör sig
    i det här fallet om flera veckor.

  37. Då ser man på en sån här liten yta
    där det inte finns några stjärnor-

  38. -och så visar det sig att det visst
    finns stjärnor där - två stycken.

  39. Men resten av det man ser
    är tiotusentals galaxer.

  40. En del är så ljussvaga
    att de t.o.m. är svåra att se här.

  41. Men alla de här små, små prickarna
    är galaxer.

  42. Det verkar ju troligt
    att det mest ljussvaga-

  43. -kanske är de mest avlägsna,
    men hur visar man att det är så?

  44. Jag ska tala om vad en galax är.

  45. En galax är ett system av stjärnor
    som är gravitationellt bundet.

  46. Tyngdkraften håller ihop galaxer och
    gör att de inte sprids ut i rymden.

  47. Så...

  48. De innehåller mellan hundratusen
    och tusen miljarder stjärnor.

  49. Det är inte bara stjärnor i en galax,
    utan även en massa gas och stoft.

  50. Stoft är som damm ungefär.

  51. Stoftet syns
    på bilden av Andromedagalaxen.

  52. Nu ska jag försöka undvika
    att gå framför skärmen.

  53. Här ser ni.
    De här svarta stråken, det är stoft.

  54. Stoftet ligger framför stjärnorna
    och blockerar det ljuset.

  55. Nu rör den här sig lite.

  56. Det finns mörk materia i galaxer.

  57. Vi kan se den materia som finns där
    på stjärnornas rörelser i galaxerna-

  58. -men den ger sig inte till känna.

  59. Den varken utsänder eller absorberar
    ljus. Vi vet inte vad det är för nåt.

  60. Men vi kan märka på stjärnornas
    rörelser i galaxer att den finns där.

  61. I de flesta stora galaxers centrum
    finns det också stora svarta hål.

  62. Här nånstans
    lurar ett stort svart hål.

  63. Det är svårt att se på bilden.

  64. Det svarta hålet är väldigt litet
    och utsänder inget ljus att tala om.

  65. Det krävs väldigt högupplösta bilder
    för att man ska se de svarta hålen.

  66. Man kan påvisa att de finns där genom
    att titta på stjärnornas rörelser.

  67. Så ser vår galax Vintergatan ut
    ungefär.

  68. Det är en kvalificerad gissning
    eftersom vi är mitt inne i den-

  69. -och det är svårt att se galaxen
    för alla stjärnor-

  70. -och all gas som ligger i vägen.
    Här är en teckning av Vintergatan.

  71. Enligt den här teckningen så ligger
    solen här, en bit ut från centrum.

  72. Men man kan säga att Vintergatan
    är en typisk spiralgalax.

  73. En platt skiva med spiralarmar.

  74. Ovanifrån
    ser den ut som till vänster där.

  75. Ser man den från sidan
    är den diskusformad.

  76. Inifrån skulle den se ut så här.
    Det här är kanske svårt att förstå.

  77. Det här är bilder av Vintergatan som
    vi har tagit i olika våglängdsband.

  78. Alltså olika frekvenser på ljuset.

  79. Det här vi ser i mitten,
    det är alltså vanligt, synligt ljus.

  80. Det är svårt att se Vintergatan.
    Gas och stoft skymmer ljuset.

  81. Tittar man t.ex. i infrarött där
    stoftet är genomskinligt för ljus-

  82. -så kan man se den här skivstrukturen
    som Vintergatan verkar ha.

  83. Här är en atlas av andra galaxer.

  84. Jag vill illustrera att galaxerna
    kommer i en mängd olika former.

  85. Immanuel Kant spekulerade att
    galaxerna kanske var öar i universum.

  86. Han spekulerade att galaxerna fanns
    långt innan det var bevisat.

  87. Det var först på 1920-talet man kunde
    konstatera att det fanns galaxer.

  88. Det fanns ett universum
    utanför Vintergatan.

  89. Vintergatan var bara ett
    av många stjärnsystem i universum.

  90. Men även om Kant hade rätt i det
    så är inte galaxerna öar i universum-

  91. -utan galaxerna
    växelverkar med varandra.

  92. Vad är det som händer? Tyngdkraften
    från galaxerna påverkar varandra.

  93. Galaxerna sliter och drar i varandra
    genom tyngdkraftens verkan.

  94. Det påverkar både stjärnorna
    och gasen som finns i galaxerna.

  95. Och också den mörka materian. Allt i
    galaxerna påverkas av gravitationen.

  96. Det händer att galaxer krockar.
    Och vad händer när galaxer krockar?

  97. Jo, galaxerna ser ju ut
    att vara stora, fluffiga saker.

  98. De är ganska stora i förhållande till
    hur långt ifrån varandra de ligger.

  99. Stjärnorna i galaxerna
    ligger otroligt glest.

  100. Om två galaxer skulle fara igenom
    varandra skulle inga stjärnor krocka.

  101. Stjärnorna krockar inte
    för att det är så glest mellan dem.

  102. Men det finns gas mellan stjärnorna,
    och den är tunn och utspridd.

  103. Gaserna kan inte
    åka rakt igenom varandra.

  104. Det som händer är att gasen blir
    hoptätad. Hopklumpad och förtätad.

  105. Om man förtätar gas väldigt mycket,
    då uppstår en stjärna.

  106. En stjärna är ett tätt gasmoln
    som är så tätt att gravitationen-

  107. -gör, genom att det blir varmt i
    centrum i ett väldigt tätt gasmoln-

  108. -att fusionsprocesser kommer i gång.
    Så stjärnor bildas ur täta gasmoln-

  109. -som blir så täta att gravitationen
    börjar dra ihop dem mer och mer.

  110. Så här kan det se ut
    när två galaxer krockar.

  111. Det som händer när gasmolnen slår
    ihop är att det bildas nya stjärnor.

  112. Det kan man se här. Man kan också se
    allt stoft som ligger utspritt här.

  113. De flesta av de nya stjärnorna
    bildas i de här mörkaste områdena.

  114. Där är gasen som tätast, men det är
    också där det är svårast att se dem.

  115. När galaxerna får lugna ner sig så
    klumpar de ihop sig till en galax.

  116. Då kan det tänkas att de skulle se ut
    så här, som Centaurus A-galaxen.

  117. Det är en ganska rund galax.
    Man ser spår av gasen och stoftet.

  118. Det här är en bild av en galaxhop.
    Galaxerna drar ju i varandra.

  119. Det gör att galaxerna kommer närmare
    varandra och bildar galaxhopar.

  120. Här är tusentals galaxer
    i en galaxhop.

  121. Det är den s.k. Perseushopen.
    Den ligger i stjärnbilden Perseus.

  122. Även om man inte använder
    stjärnbilder längre inom vetenskapen-

  123. -så är det fortfarande
    en form av koordinatsystem.

  124. Perseushopen
    ligger i stjärnbilden Perseus.

  125. Här kan ni se stora, runda galaxer.

  126. Det är det som i dag är...
    Det som har...

  127. Det är följden av många galaxkrockar
    under universums historia.

  128. Nu tittar vi
    250 miljoner ljusår bort.

  129. Det låter mycket, men det är inte
    så mycket i astronomiska termer.

  130. Här är en av de absolut
    mest avlägsna galaxer vi känner till.

  131. Jag pratar om den där saken
    som ligger i mitten där. Ser ni den?

  132. Där ser ni nånting.

  133. Det här tror man är
    den absolut mest avlägsna galaxen.

  134. Man det är så svårt att mäta nåt alls
    när det är så lite ljus.

  135. Även om vi får information
    så är den av väldigt låg kvalitet.

  136. Om det stämmer utsände den sitt ljus
    när universum var 600 miljoner år.

  137. Universum är
    ca 14 miljarder år gammalt.

  138. Eller 13, 8 ungefär.

  139. Ljusets hastighet är ändlig.

  140. Ju längre bort i universum vi ser,
    desto längre tillbaka i tiden ser vi.

  141. En av de saker vi vill göra-

  142. -är att kunna titta så långt bort att
    vi ser de första galaxerna bildas.

  143. Det tror vi hände lite innan det här.

  144. Inte 600 miljoner år efter Big Bang,
    men kanske 300-400 miljoner år efter.

  145. Men då måste vi ha
    ännu bättre teleskop.

  146. Det här är nåt som Hubble klarar av
    på flera veckor, att se det här.

  147. Vi måste ha nånting lite större.

  148. Hur kan vi veta att galaxen
    verkligen ligger så långt bort?

  149. Vi ser ju bara en liten fläck där.

  150. Nu måste vi byta spår lite här
    och prata lite fysik.

  151. Nämligen om vad ljus är för nånting
    och hur det uppstår.

  152. Här till höger har vi en bild av
    en atom. En väteatom rättare sagt.

  153. Den består av en atomkärna
    som i väteatomens fall är en proton.

  154. En elektron cirklar runt den.

  155. Elektroner har ett antal olika
    bestämda energinivåer som är möjliga.

  156. Tänk på det som våningar i ett hus.
    Man kan inte vara mellan våningarna.

  157. Man kan vara på väg mellan dem, men
    man får välja vilken man ska vara på.

  158. En kall atom, en atom
    som inte har nån överskottsenergi-

  159. -den befinner sig i ett tillstånd
    där elektronen är på bottenplanet.

  160. Atomen kan absorbera energi.

  161. Den skickar upp elektronen
    en eller flera våningar upp.

  162. Sättet på vilket atomer absorberar
    energi, alltså ökar sin energi-

  163. -det är genom att absorbera ljus.

  164. De tar en inkommande ljuspartikel
    och absorberar den.

  165. Och när atomerna ska göra sig av med
    energi så kastar de ner elektronerna-

  166. -en, två eller tre våningar ner, och
    överskottsenergin sänds ut som ljus.

  167. Så ljus uppstår när elektroner-

  168. -hoppar upp och ner i atomerna.

  169. Men det som är viktigt här,
    det är att de här energinivåerna-

  170. -de är diskreta.
    Det finns våning 0, 1, 2 och 3.

  171. Skillnaden mellan våningarna
    motsvarar bestämda energier.

  172. När det gäller ljus
    så motsvarar energi en viss frekvens-

  173. -eller våglängd.

  174. I det här fallet med väteatomen-

  175. -så kan man säga att om en elektron
    hoppar från den där nivån till den-

  176. -ja, då utsänds det
    en ljuspartikel som är röd.

  177. Den har en våglängd på 650 nanometer.
    Om den hoppar därifrån och dit-

  178. -nej, därifrån, så blir den röd.

  179. Hoppar den därifrån och dit
    blir den blå.

  180. Jag sa lite motstridiga saker här.
    Hoppar den därifrån blir den röd.

  181. Det finns fler våningar
    ovanför de här.

  182. Det finns i själva verket
    oändligt många våningar.

  183. Och hoppar den här emellan,
    ja, då blir den ultraviolett.

  184. Det är det här hoppet som vi ska
    prata en hel del om lite senare.

  185. Nu vet jag inte var jag... Jo, det
    här hoppet mellan de här nivåerna.

  186. Det är den s.k. Lyman-alfa-fotonen
    som utsändes då.

  187. Theodore Lyman var en amerikansk
    fysiker. Alfa står för första hoppet.

  188. Den här övergången
    kallas för Lyman-alfa.

  189. Den här kallas för Lyman-beta o.s.v.
    Hoppar de härifrån har de andra namn.

  190. De olika övergångarna är namngivna
    efter fysiker som upptäckte dem-

  191. -för ungefär hundra år sen,
    eller lite mer ibland.

  192. Vi kan ju konstatera
    att de här energinivåerna finns-

  193. -men vi vill ju också kunna mäta dem.

  194. T.ex.
    i ljus från stjärnor eller galaxer.

  195. Och då kan man dela upp ljuset
    i sina våglängdsbeståndsdelar-

  196. -med hjälp av t.ex. ett prisma
    eller iskristaller i atmosfären.

  197. Det är samma princip som en regnbåge.
    Man kan också använda s.k. gitter.

  198. Det är egentligen
    en metallskiva med ritsar i.

  199. Det påminner om en cd-skiva.

  200. Om ni håller upp en cd-skiva mot
    ljuset så får ni ett spektrum där ur.

  201. Och här är en spektrograf på
    ett av de stora teleskopen i Chile.

  202. Här inne finns olika gitter som löser
    upp ljuset i sina beståndsdelar.

  203. Då får man ett så kallat spektrum.
    Det finns olika typer av spektrum.

  204. Ett spektrum från en glödlampa,
    det ser ut ungefär så här.

  205. Det har...

  206. Det skickar ut ljus från rött till
    blått utan några synbara detaljer.

  207. Man kan ha ett spektrum från het gas.

  208. Från ett lysrör
    eller en astrofysikalisk nebulosa.

  209. Spektret ser ut som små linjer.

  210. Det är de här elektronövergångarna
    vi tittade på på den förra bilden.

  211. Här har vi de här röda fotonerna.
    Lite gulare, grönare och blåare.

  212. Man kan göra tvärtom.

  213. Man kan ha ljus och så kan det finnas
    kall gas mellan ljuset och prismat.

  214. Då ser man de här övergångarna
    som mörka streck mot bakgrunden.

  215. Det är när ljuset
    absorberas av atomerna.

  216. Nu vet vi hur ljus skickas ut
    från och absorberas av atomer.

  217. Poängen är att det sker
    på vissa speciella energinivåer-

  218. -som man med lite tur kan känna igen.

  219. Här har vi en bild på en galax.

  220. I den här galaxen
    så ser vi lite röda prickar här.

  221. Det röda här,
    det är ljus från vätgas.

  222. I de här röda prickarna-

  223. -bildas det många unga,
    heta stjärnor just nu.

  224. Heta stjärnor
    är oftast tunga och kortlivade.

  225. De skickar ut ljus
    i det ultravioletta området.

  226. Det här ljuset är så energirikt-

  227. -så det kan
    slå bort elektronerna från atomerna.

  228. De hoppar inte till översta våningen.
    De hoppar upp i himlen.

  229. Sen sitter de där ett tag.

  230. Efter ett tag så stöter de på
    nån annan ensam atomkärna-

  231. -vars elektron har slungats bort,
    och då hoppar elektronen in igen där.

  232. Den hoppar uppifrån himlen och hoppar
    succesivt ner en våning i taget.

  233. Det ger upphov till emissionslinjer
    med de här speciella mönstren.

  234. Det här är en bild på väteatomen-

  235. -och de våglängder som ljus har när
    det hoppar mellan olika såna här.

  236. Om man har en region där det bildas
    väldigt många heta stjärnor just nu-

  237. -då ser man att det lyser om gasen.

  238. Det ser man här som i den här... Det
    röda ljuset är de här vi tittar på.

  239. Man har tagit ett filter som
    släpper igenom den våglängden här-

  240. -och fotograferat galaxen med.

  241. Den här kallas för Balmer-alfa. Det
    är inte så viktigt att veta varför.

  242. Här är en närbild av ett
    stjärnbildningsområde i Vintergatan.

  243. Här ser vi längst ner i hörnet, om
    jag kan få musen att fungera, där...

  244. Här ser ni de heta stjärnorna som
    joniserar gasen, som hettar upp den.

  245. Här ser ni omkringgivande gas
    där elektronerna hoppar tillbaka-

  246. -och ljuset sänds ut.

  247. Det finns olika signaturer,
    kan man säga, från olika grundämnen-

  248. -för att nivåerna ser olika ut.

  249. Beroende på vad som händer i en galax
    så ser vi olika typer av linjer.

  250. Det är som spektrala signaturer
    i spektrum på en galax.

  251. Här är en sån här galax som...

  252. I stället för att visa spektrum
    som en skala från blått till rött-

  253. -låter vi det gå från blått till rött
    här, och det här är intensiteten.

  254. När det är högt upp så är det mycket
    ljus och när det är lågt är det lite.

  255. Här kan man se att det är högt,
    och där dippar det ner.

  256. I den här galaxen är det väldigt
    mycket såna här linjer som lyser.

  257. Här pågår det mycket stjärnbildning.

  258. Linjerna
    kommer från olika grundämnen.

  259. De här kommer från väte, från syre.

  260. Här finns det också kväve, svavel.

  261. Kol, kisel.

  262. Informationen talar t.ex. om hur
    mycket stjärnor det bildas i galaxen-

  263. -och vilka grundämnen
    galaxen består av.

  264. Här är ett motsatt exempel på
    en galax där inga linjer sticker upp.

  265. Vi ser mest linjer som sticker ner.
    Här har vi en ganska kall galax-

  266. -där det inte bildas unga stjärnor.

  267. Här finns det kall gas
    som absorberar ljuset.

  268. Jag ber om ursäkt.
    Den här försvinner ibland.

  269. Men också här är de här linjerna
    orsakade av speciella grundämnen-

  270. -och ibland molekyler
    som visar vad galaxerna består av.

  271. I den här mest avlägsna galaxen
    som jag visade-

  272. -så lyckades man hitta den här saken.
    Här har vi den.

  273. Den är inte så signifikant.

  274. Det mesta tyder på att det bara
    är en brus-peak som man råkade hitta.

  275. Det var det här man letade efter och
    blev exalterade över när man hittade.

  276. Med den spektrala signaturen
    kan vi mäta avstånd till galaxerna.

  277. Vi måste veta avståndet för att kunna
    bestämma vad som händer i galaxer.

  278. Bara genom att veta avståndet kan vi
    bestämma hur stora galaxerna är-

  279. -hur ljusstarka de är
    och hur tunga de är.

  280. Eftersom ljushastigheten är ändlig
    så ser vi tillbaka i tiden.

  281. Vet vi hur långt bort en galax är vet
    vi hur långt bak i tiden vi tittar.

  282. Ett ljusår är
    9,5 gånger 10 upphöjt till 15 meter.

  283. Det är det avstånd
    ljuset färdas på ett år.

  284. Och de mest avlägsna galaxer vi ser-

  285. -där har ljuset färdats till oss
    i över 13 miljarder år.

  286. Jag har inte berättat
    att avståndet också-

  287. -ger upphov till rödförskjutning.

  288. Jag ska tala om vad det är för nåt.
    Cirka 1 % för varje 40 megaparsec.

  289. 40 miljoner parsec
    är 130 miljoner ljusår.

  290. Jag ska tala om vad det är strax.

  291. Man mäter enklast avstånd till nåt
    i rymden genom att bestämma parallax.

  292. Det är en trigonometrisk metod.
    Jorden cirklar kring solen-

  293. -så om vi vill mäta avståndet till
    den här ganska närbelägna stjärnan-

  294. -i förhållande till väldigt avlägsna
    galaxer och stjärnor-

  295. -så ser vi att vinkeln till stjärnan
    i förhållande till andra stjärnor-

  296. -ändras från en tidpunkt
    till ett halvår senare.

  297. Om man kan mäta den här vinkeln...

  298. Vinkeln blir mindre ju längre bort
    den här stjärnan ligger.

  299. Alltså är vinkelmåttet
    ett mått på avstånd.

  300. Man säger att en parsec
    motsvarar en vinkel på en bågsekund.

  301. Det går sextio bågsekunder på en
    bågminut som är en sextiondels grad.

  302. Det är en väldigt liten vinkel.
    Mycket mindre än ögat förmår upplösa.

  303. De bästa teleskopen på jorden-

  304. -de förmår upplösa
    ungefär en bågsekund.

  305. Hubbleteleskopet förmår upplösa
    ungefär tio, tjugo gånger bättre.

  306. Men så att...

  307. Då ska vi se här.
    En parsec är 3,26 ljusår.

  308. Ingen stjärna ligger så nära.
    Den närmsta ligger fyra ljusår bort.

  309. Metoden funkar för rätt få stjärnor,
    så man måste hitta på andra metoder.

  310. Man har kommit på
    en mängd olika metoder.

  311. Till närbelägna saker kan avståndet
    mätas med hjälp av parallaxen.

  312. Man kan göra en sorts stege
    och kalibrera metoderna mot varandra.

  313. Den vanligaste metoden är
    att använda s.k. standardljusskällor.

  314. Man tar några astrofysikaliska objekt
    som har en standardljusstyrka.

  315. Man vet hur ljusstarka,
    eller hur stora de är.

  316. Vet man hur stora de är, ja, då
    kan man mäta hur stora de ter sig.

  317. Och på samma sätt, om man vet
    hur ljusstarka de egentligen är-

  318. -så kan man räkna ut avståndet.

  319. Tänk er att ni har ett ljus här
    som har en konstant ljusstyrka.

  320. På det här avståndet
    ser man 16 fotoner.

  321. Om du flyttar det dubbelt...
    Ytan motsvarar vad ögat tar emot.

  322. Eller teleskopet.

  323. Samma yta här, om du flyttar stjärnan
    dubbelt så långt bort-

  324. -tar bara emot fyra fotoner eftersom
    de delar upp sig på en större yta.

  325. Om du sätter den fyra gånger så långt
    bort är det bara en foton kvar.

  326. Och på så sätt...
    Kan man mäta ljusstyrkan-

  327. -så kan man avgöra
    hur långt bort stjärnan ligger.

  328. Med hjälp av andra metoder kan man
    veta hur ljusstarka stjärnor är.

  329. Det här är exemplet cepheid
    som är det mest kända exemplet.

  330. Det är pulserande stjärnor.

  331. Den takt med vilken de pulserar...
    Ljusstyrkan går upp och ner.

  332. Den takt med vilken det sker är
    beroende av den absoluta ljusstyrkan.

  333. Det man gör är att mäta takten.

  334. Den absoluta ljusstyrkan kan mätas
    och avståndet till galaxer bestämmas.

  335. Det finns andra standardljusskällor
    som är användbara, t.ex. supernovor.

  336. Här är en supernova, eller
    en stjärna, som har exploderat.

  337. Innan explosionen såg den ut så här.
    Den går inte att se.

  338. Supernovor blir väldigt ljusstarka
    och kan ses utan problem i galaxer-

  339. -även om de är ganska avlägsna.

  340. Så...

  341. ...avstånd bestämmer man genom
    att veta hur ljusstarkt nånting är-

  342. -och mäta hur ljusstarkt det ter sig.
    Då kan man bestämma avstånd.

  343. Kruxet är att hitta
    de där standardljusskällorna.

  344. Men det finns en annan effekt
    som är väldigt viktig att känna till.

  345. Det är den s.k. rödförskjutningen.

  346. Dopplereffekt
    har ni säkert hört talas om-

  347. -när det gäller ljudvågor.

  348. Är nåt på väg mot en upplever man en
    högre tonhöjd än när det är tvärtom.

  349. Till exempel sirener på en brandbil.

  350. Ni hör när den kommer mot er.

  351. Och sen sjunker tonhöjden.
    Det har ni säkert alla hört.

  352. Det beror på att när brandbilen,
    eller vad det nu är som låter-

  353. -åker mot er packas ljudvågorna ihop.

  354. Ljudet får
    kortare våglängd och högre frekvens.

  355. När den åker i väg dras ljudvågorna
    ut och får längre våglängd-

  356. -och lägre frekvens.
    Frekvens och våglängd hänger ihop.

  357. På samma sätt är det med ljus. Åker
    nåt mot mig blir ljuset lite blåare.

  358. Ljusvågorna packas ihop-

  359. -och våglängden blir kortare,
    vilket betyder blåare ljus.

  360. Åker nåt ifrån mig dras ljusvågorna
    ut och ljuset blir rödare.

  361. De här effekterna är extremt små
    när det gäller vanliga hastigheter-

  362. -så de är inte ens mätbara.

  363. För att ljuset
    ska förskjutas med en procent-

  364. -så krävs en hastighet på 300...

  365. På 3 000 km/s.

  366. Det är en väldigt hög hastighet.

  367. Ljusets hastighet är 300 000 km/s.

  368. Vad händer då? Jo...

  369. I galaxer eller stjärnor som är på
    väg ifrån oss blir ljuset rödare.

  370. Om de åker så fort
    att vi kan mäta det här.

  371. Är de på väg mot oss blir de blåare.

  372. Härmed kan vi studera-

  373. -med vilken hastighet saker och ting
    rör sig eller inte i universum.

  374. Man kan t.ex. se hur galaxer snurrar.

  375. Det här är en av de stora
    upptäckterna under 1900-talet.

  376. Den s.k. Hubbles lag. Det debatteras
    om det var han som upptäckte det här.

  377. Det Hubbles lag är,
    det han påstod sig ha upptäckt-

  378. -är att ju längre bort
    en galax ligger från oss...

  379. Han använde cepheider för att mäta
    hur långt bort en galax låg.

  380. Sen drog han slutsatsen-

  381. -att ju längre bort galaxerna ligger,
    desto mer rödförskjutning har de.

  382. Alla galaxer
    verkar vara rödförskjutna.

  383. De är på väg bort-

  384. -och ju längre bort de ligger, desto
    fortare är de på väg bort från oss.

  385. Det här tolkades som universums
    expansion. Det expanderar hela tiden.

  386. Om du tänker dig att universum
    är som en deg som jäser-

  387. -och du är ett russin bland många-

  388. -då kommer du också se att om
    den här degen jäser likformigt-

  389. -rör sig russinen bort i en hastighet
    som är proportionell mot avståndet.

  390. Ju längre bort russinet ligger, desto
    fortare kommer det att åka ifrån dig.

  391. Inget är på väg mot dig. Det skulle
    vara samma sak om degen krympte.

  392. Om den fick jäsa för länge, kanske.

  393. Det man ser är alltså
    att vi har ett spektrum här-

  394. -där vi kan känna igen spektrala
    signaturer, t.ex. från väte.

  395. Sen mäter vi det i laboratoriet.

  396. Stjärnan
    har ungefär samma våglängder.

  397. En del stjärnor är blåförskjutna,
    och den här är rödförskjuten.

  398. De två sorterna
    är ungefär lika vanliga.

  399. Ungefär lika
    många är på väg bort som mot oss.

  400. Stjärnorna cirklar runt centrum.

  401. Jorden cirklar runt solen och solen
    cirklar runt galaxens centrum.

  402. Det speciella med galaxer är att de
    tenderar att vara rödförskjutna.

  403. Bara några av de närbelägna galaxerna
    är blåförskjutna.

  404. Ju längre bort de ligger,
    desto mer rödförskjutna blir de.

  405. Rödförskjutningen kan vi använda-

  406. -som ett sätt
    att bestämma avstånd till galaxer.

  407. Här kan man då se rödförskjutningen-

  408. -som en funktion av åldern.

  409. Eller tiden, så att säga,
    i universum.

  410. Vi har rödförskjutningen
    på den här axeln här borta.

  411. Rödförskjutningen i det här exemplet
    närmar sig hundra.

  412. Våglängden är hundra gånger längre
    än om den skulle mätas i ett labb.

  413. Det motsvarar en tidpunkt.

  414. Det står på engelska. "Giga year".
    "Giga" är en miljard år.

  415. Så det här är en miljard år.
    Här är rödförskjutningen nära noll.

  416. Det motsvarar här en tid
    på 13,5 miljarder år.

  417. Det vill säga... Eller 13,7. Precis.
    Det här är alltså universums ålder.

  418. Det här diagrammet talar då om att om
    nåt har väldigt låg rödförskjutning-

  419. -så motsvarar det en ålder som är
    väldigt hög, d.v.s. dagens ålder.

  420. Ju högre rödförskjutningar,
    desto mer tillbaka i tiden tittar vi.

  421. Det mest avlägsna
    som vi kan se i dag-

  422. -har rödförskjutningar
    på 6, 7, 8, 9, här nånting.

  423. Det är svårt att bestämma det exakt.

  424. Jag kanske
    drar den här lite felaktigt ner.

  425. Kanske en knapp miljard år.

  426. Men rödförskjutningen gör
    en annan sak naturligtvis också.

  427. Den förskjuter hela ljuset mot rött.

  428. Om det är nånting som...
    Säg att vi har en glödlampa...

  429. ...som blir rödförskjuten.
    I början blir den rödare och rödare.

  430. Men efter ett tag ser du inget alls,
    för då registrerar...

  431. Tänk dig att glödlampan lyser gult.

  432. Sen börjar du rödförskjuta den.
    Då ser det gula ljuset rödare ut.

  433. Ljuset som du kan uppfatta
    och som normalt sett är gult-

  434. -är det blåa ljuset som utsänds.

  435. Till slut kommer det du ser vara det
    ultravioletta ljuset lampan utsänder.

  436. Ultraviolett
    är väldigt kortvågig strålning.

  437. Men glödlampan
    sänder inte ut ultraviolett ljus.

  438. Då syns inte
    stjärnan eller galaxerna.

  439. Vi måste både ha känsligheten-

  440. -starka teleskop för att kunna se
    den rödförskjutna saken.

  441. Men vi måste också kunna
    observera på andra våglängder.

  442. Vi måste kunna gå ut i infrarött.

  443. Om ni kommer ihåg det här diagrammet
    så ser ni att det finns en...

  444. Jag ska försöka få den... Där.
    Här har ni.

  445. Från bottenvåningen
    till första våningen i väteatomen.

  446. Det kallas för Lyman-alfa.
    "Lyman-serien", står det där.

  447. Det är den enklaste övergången i det
    enklaste grundämnet i universum.

  448. Det är den absolut starkaste linjen
    som finns i spektra.

  449. Ni ser också
    att det finns en annan...

  450. En annan sak utmärker den.
    122 nanometer, vad är det?

  451. Jo, det är ultraviolett. Normalt sett
    så kan vi inte se den här linjen.

  452. Den absorberas av ozonskiktet, så vi
    kan inte studera den här från jorden.

  453. Men när galaxerna blir rödförskjutna-

  454. -går det utmärkt att titta på den här
    linjen med jordbaserade teleskop.

  455. Och de linjer som vi normalt sett
    kan använda för att studera galaxer-

  456. -t.ex. den här
    som kallas för Balmer-alfa-

  457. -med en våglängd på 656 nanometer.

  458. Den är orange, kan man säga då.

  459. Den här, Balmer-beta, som är 486
    nanometer är blågrön, ungefär.

  460. Här, 434 nanometer,
    det kan man säga är blått.

  461. Här börjar det bli lite violett och
    sen ser inte våra ögon så mycket mer.

  462. För att mäta avståndet
    till avlägsna galaxer-

  463. -mäter man Lyman-alfa-linjen - den
    starkaste linjen från joniserat väte.

  464. Alltså från
    de stjärnbildande områdena.

  465. Över sjuttio procent av universum
    består av väte.

  466. Väte och helium var de enda
    grundämnena som bildades i Big Bang.

  467. Det finns ett krux
    med Lyman-alfa-linjen.

  468. Den är känslig för neutral vätgas
    som det finns massor av i galaxer.

  469. Det är den här neutrala vätgasen
    som ger upphov till stjärnbildningen.

  470. När galaxer krockar är det den
    neutrala vätgasen som krockar.

  471. Här är en sån här
    rödförskjuten Lyman-alfa-linje.

  472. Det är brusigt och svårt att se nåt
    här. Galaxen är otroligt ljussvag.

  473. Det här är resultatet
    av ungefär tio timmars exponering-

  474. -med världens största teleskop.

  475. Tio timmar med ett teleskop som har
    en spegeldiameter på tio meter.

  476. Ungefär som den här scenen,
    fast en rund spegel.

  477. Det är en otroligt stor ljussamlande
    förmåga ett sånt teleskop har.

  478. Ja, så vi tänker oss
    galaxernas historia.

  479. Den första vittnesbörden vi har
    av det tidiga universum-

  480. -är bakgrundsstrålningen.
    Det är temperaturfluktuationer-

  481. -i den gas som fanns när universum
    var ca femhundratusen år gammalt.

  482. Det fanns inga galaxer,
    bara en jämnt utsmetat soppa-

  483. -men det fanns täthetsfluktuationer.

  484. De svartare områdena är lite tunnare
    och de röda områdena är lite tätare.

  485. Det är en otroligt liten skillnad.

  486. De röda områdena
    har en atom mer per hundratusen.

  487. De svarta har
    en mindre per hundratusen.

  488. Inte ens en procent
    tätare eller otätare.

  489. Gravitationen är alltid attraktiv
    och vill dra ihop allting.

  490. Medan universum växer och åldras-

  491. -så motverkar gravitationen
    lokalt sett rörelsen-

  492. -och får täthetsfluktuationerna
    att bli kraftigare och kraftigare-

  493. -eftersom gravitationen tenderar
    att dra ihop de här atomerna.

  494. Till slut blir det så tätt att du får
    ett självgraviterande gasmoln.

  495. Det hålls ihop av sin gravitation,
    och det börjar bildas stjärnor i det.

  496. Då har vi ett gravitationellt bundet
    system av stjärnor - en galax.

  497. En sak vi vill veta är:
    Hur går det här till?

  498. Hur går vi från den klumpiga soppan
    till det vi ser i Hubbles djupa fält?

  499. Och i dag kan vi se galaxer
    som Andromedagalaxen i vår närhet.

  500. Vad är galaxernas historia,
    egentligen?

  501. Vi tror att galaxerna krockar.

  502. Här är en datormodell för vad
    som kan hända när galaxer krockar.

  503. De sliter i varandra-

  504. -men till slut verkar det stabilisera
    sig till nåt litet, runt och kompakt.

  505. Det här betyder-

  506. -att allt eftersom universum åldras
    så slår små galaxer ihop sig.

  507. Så galaxerna växer hela tiden.

  508. Så man kan tänka sig att de tidigaste
    galaxerna är små, små klumpar-

  509. -som succesivt slår ihop sig
    och blir större och större galaxer.

  510. När det här... Nu vill inte
    den här vara med riktigt.

  511. I den där fasen kan den se ut så här.

  512. När den får lugna ner sig lite så
    ser vi den här runda, kompakta saken.

  513. Väntar vi en miljard år till
    så har den försvunnit.

  514. På så sätt kan vi förstå
    hur galaxerna bildas.

  515. Här har vi en annan sorts simulering
    som ska visa samma sak.

  516. Små galaxer träffar den lite större.

  517. Det kommer in andra galaxer som
    gravitationen har dragit samman.

  518. Och det som händer är att tiden går.
    Nu börjar vi närma oss vår tid.

  519. Nu har vi en galax.

  520. Den har bildats genom att succesivt
    äta upp andra galaxer under tiden.

  521. Nu är det ungefär en miljard år efter
    Big Bang. Tiden går väldigt fort här.

  522. Galaxer träffas.

  523. Det finns jättemycket små galaxer
    som den större galaxen äter upp.

  524. Den rör sig i förhållande till andra
    galaxer på grund av gravitationen.

  525. Det här händer också
    när galaxer krockar.

  526. Men nu tittar vi inte på stjärnorna,
    utan på gasen som finns i galaxer.

  527. Det finns jättemycket gas
    som reagerar och hettas upp.

  528. Det är inte exakt samma galax
    vi tittar på, men ändå.

  529. Ja, så att vi...

  530. Om vi ska kunna spåra processen
    behöver vi mäta Lyman-alfa-linjen.

  531. Men den är som sagt väldigt känslig
    för gasen som finns i galaxer.

  532. Gas finns det jättemycket av, och den
    kastas in och ut ur galaxerna.

  533. Det som är speciellt
    med Lyman-alfa-linjen-

  534. -det är att normala fotoner,
    alltså vanligt ljus...

  535. Tänk dig att du är i en galax
    bestående av gasklumpar...

  536. Den består av gasklumpar och stjärnor
    och en massa annat.

  537. Men nu tittar vi på gasklumparna.

  538. Det som händer med en stjärna...

  539. Ljuset från den stjärnan färdas rakt.
    Det går igenom gasklumparna.

  540. Är det för mycket stoft
    i gasklumparna så släcks ljuset ut.

  541. Ljuset går raka vägen om det kan.

  542. Men de här Lyman-alfa-fotonerna,
    de studsar på gasmolnen.

  543. Varför gör de det, egentligen?
    Jo, de har ju...

  544. De har ju... Vi ska se här.
    Vi måste titta på den här igen.

  545. Jo, vi ser
    att den här Lyman-alfa-fotonen-

  546. -uppstår i övergången
    mellan första och andra.

  547. Det är mycket kall vätgas
    i galaxerna.

  548. Den ligger här nere på bottenplanet.

  549. När det kommer en Lyman-alfa-foton
    kan den hoppa upp dit. Jättebra.

  550. Så ligger den där ett tag
    och sen hoppar den ner igen.

  551. Det finns mycket vätgas här-

  552. -och den absorberar
    Lyman-alfa-fotonerna.

  553. Det finns inte så mycket vätgas
    som ligger i det här tillståndet.

  554. Den kalla vätgasen i galaxerna
    får fotonerna att studsa på molnen.

  555. Det får väldigt oanade konsekvenser.

  556. Här är en galax
    som heter I Zwicky 18.

  557. Det var en schweizisk astronom som
    hette Fritz Zwicky som upptäckte den.

  558. Den ser ut precis som vi tror
    att de allra första galaxerna såg ut.

  559. Den har inga tunga grundämnen, mycket
    gas, men nästan inget stoft i sig.

  560. Stoftet består av tunga grundämnen
    som succesivt byggs upp i stjärnor.

  561. Så de allra första galaxerna
    har inga tunga grundämnen.

  562. Den här borde vara jätteljusstark
    i Lyman-alfa-linjen.

  563. Där det borde vara jättekraftigt
    uppåt är det jättekraftigt neråt.

  564. Det kommer inte ut
    nåt Lyman-alfa-ljus.

  565. Allt Lyman-alfa-ljus
    studsar på gasen och sprids ut.

  566. Vi vet inte vad som händer med det.

  567. Här är en bild av en galax.
    Virvelgalaxen heter den.

  568. Ni ser den kalla vätgasen i blått.

  569. Kall vätgas
    finns det i mängder i galaxer.

  570. Den finns i mängder mellan galaxerna.

  571. Vad händer
    när det ligger kall vätgas mellan...

  572. ...ett astronomiskt objekt som t.ex.
    en galax eller en kvasar och oss?

  573. Jo, då börjar den kalla vätgasen
    absorbera i Lyman-alfa-linjen.

  574. Nu träffar fotonen på olika gasmoln,
    och då uppstår absorptionslinjer.

  575. Men de hamnar inte precis på linjen
    p.g.a. rödförskjutningen.

  576. Allt eftersom fotonen
    traverserar universum till oss-

  577. -så absorberar vätgasen som ligger
    på vägen på sina olika ställen.

  578. Här finns det en kvasar
    med en stark Lyman-alfa-linje.

  579. Varje hack ner är ett gasmoln
    vi kan bestämma avståndet till.

  580. Det vill säga de gasmoln
    som den här fotonen träffade på-

  581. -på sin väg till oss.

  582. Så fort den träffar på ett gasmoln
    så får vi en absorption.

  583. Där kör den rakt igenom en galax.
    Då blev det ett jättestort hål där.

  584. Vi ska hoppa vidare till den här
    bilden som visar på processen-

  585. -när galaxer bildas.

  586. Vi börjar med ett tätt universum
    som bara är en jämn soppa som växer.

  587. Gravitationen håller
    de tätaste områdena samman-

  588. -och får dem att växa ännu mer
    och bli tätare och tätare.

  589. Till slut börjar det bildas stjärnor.

  590. Tiden går härifrån och ditåt,
    och det börjar bildas stjärnor här.

  591. När det bildas stjärnor bildas det
    också en massa ultravioletta fotoner-

  592. -som joniserar gasen-

  593. -och skingrar den kalla vätgasen
    mellan galaxerna.

  594. Till slut ser vi galaxerna
    komma ut ur den kosmiska dimman.

  595. All kall vätgas mellan galaxerna
    är skingrad.

  596. Det finns en massa kall vätgas kvar
    som används för att bilda stjärnor.

  597. I galaxerna är det tätare med gas.
    Mellan galaxerna var det glesare.

  598. För att kunna spåra processen måste
    vi kunna studera Lyman-alfa-linjen.

  599. Det har vi börjat göra
    i ett väldigt stort projekt.

  600. Den är väldigt rödförskjuten långt
    bort i universum när vi ser den.

  601. Vi vill förstå vad som händer, och vi
    vill studera den så nära som möjligt.

  602. Då kan vi använda Hubbleteleskopet.

  603. Det kan inte bara ge oss bilder med
    bättre skärpa än andra teleskop.

  604. I och med att det ligger i rymden-

  605. -kan det observera
    ultraviolett strålning.

  606. Vi kan se hur galaxer
    ser ut i Lyman-alfa-linjen-

  607. -och förstå hur vi kan tolka
    de galaxer som ligger längst bort.

  608. Här är en bild-

  609. -från det senaste och sista, tyvärr,
    astronautbesöket på Hubbleteleskopet-

  610. -när man satte in nya kameror.

  611. Astronauter lagar Hubbleteleskopet
    och förser det med nyare instrument.

  612. Nu har man pensionerat rymdskytteln,
    så nu blir det inte fler såna här-

  613. -"servicing missions" som det heter.

  614. Här är astronauter som tränar
    på att byta ut de olika instrumenten.

  615. Här är en attrapp som ska motsvara
    en kamera till Hubbleteleskopet.

  616. Man övar i simbassänger - den bästa
    motsvarigheten till tyngdlöshet.

  617. Vad kan vi göra med Hubbleteleskopet?
    Jo, vi kan se såna här saker.

  618. Här tittar vi på en närbelägen galax.

  619. Den galax som ligger närmast som vi
    kan studera i Lyman-alfa-linjen.

  620. Vad är det vi ser?
    Jo, Lyman-alfa är det blåa.

  621. Det gröna är vanligt stjärnljus,
    och det röda är det andra väteljuset-

  622. -som inte studsar.

  623. Här ser vi bara
    områdena med högst kontrast.

  624. Vi kan se att Lyman-alfa-strålningen
    inte kommer från de gröna områdena-

  625. -som ger upphov
    till den joniserande strålningen.

  626. Och ni kan se att rött och grönt
    hänger ganska bra ihop.

  627. Det betyder att de här
    gröna regionerna, de joniserar gasen-

  628. -och så ser man den lysa
    i den här röda Balmer-alfa-linjen-

  629. -som vi också har tittat på.

  630. Men Lyman-alfa-linjen
    lyser på ett helt annat sätt.

  631. Den ligger utspridd
    över hela galaxen.

  632. Det är för att den har studsat
    så många gånger på sin väg mot oss.

  633. Om galaxer ser ganska normala ut i
    de flesta våglängder, de flesta ljus-

  634. -så gör de inte det i Lyman-alfa.
    Då badar de i Lyman alfa-fotoner.

  635. Det här var de första resultaten-

  636. -som tydde på att nåt
    var annorlunda här med Lyman-alfa.

  637. Då startade vi LARS
    - "Lyman Alpha Reference Sample".

  638. Trevligt
    att det blev ett svenskt namn.

  639. Det är det största svenska projektet
    nånsin på Hubbleteleskopet.

  640. Och faktiskt det största projektet
    på Hubbleteleskopet nånsin-

  641. -som studerar Lyman-alfa-strålning
    från galaxer.

  642. Med kameran kan vi
    titta direkt i ultraviolett ljus-

  643. -och med en otrolig bildskärpa.

  644. Här är varje liten pixel
    ungefär sjuttio ljusår stor.

  645. Det låter ju som ganska dålig skärpa.

  646. Men när vi tittar på avlägsna galaxer
    motsvarar en pixel ca 20 000 ljusår.

  647. Så vi kan titta på galaxerna
    i en otrolig detalj.

  648. Så här ser galaxerna ut.
    Det här är bilder från jorden.

  649. Det var de här galaxerna vi valde ut.
    Fjorton stycken.

  650. Observationerna tar lång tid och det
    finns ju bara ett Hubbleteleskop.

  651. Det finns bara ett Hubbleteleskop-

  652. -så vi fick nöja oss med fjorton.

  653. Och ni kan titta på galax
    nummer åtta, till exempel.

  654. Så ser den ut med Hubbleteleskopet.
    Det är en otrolig detaljskärpa.

  655. Den ser väldigt suggestiv ut.

  656. I centrum här kan man se
    att det finns nånting stoftrikt.

  657. Här finns mycket stoft
    och unga stjärnor.

  658. Här borde det bildas
    Lyman-alfa-fotoner.

  659. Så här ser galaxen ut i Lyman-alfa.

  660. Ni kan se att det finns
    en hel del Lyman-alfa där.

  661. Men mycket kommer ut här,
    och det är ganska diffust.

  662. Ni kan också se
    att kring de här blåa-

  663. -där det borde bildas
    en massa Lyman-alfa...

  664. Lyman-alfa-strålningen
    är mycket mer utsträckt än den andra.

  665. Nu tittar vi på alla galaxerna, och
    i många fall är det precis så här-

  666. -att galaxerna verkligen badar
    i en sjö av Lyman-alfa-strålning.

  667. När man tittar på avlägsna galaxer-

  668. -och inte tittar
    efter Lyman-alfa-strålningen-

  669. -utan tittar på centrum av galaxerna,
    då missar man nästan all strålning.

  670. Kanske är det därför man inte ser
    strålningen från avlägsna galaxer.

  671. Jag ska visa det här. Det här är
    det största teleskopet på jorden.

  672. Det är hundra meter tvärsöver.
    Det här är ett radioteleskop.

  673. Med det kan vi studera
    den kalla vätgasen.

  674. Man kan direkt detektera kall vätgas
    i galaxer.

  675. Vi vill både
    titta på Lyman-alfa-strålningen-

  676. -och på den gas som den studsar på.

  677. Här är ett annat radioteleskop.

  678. Vi har påbörjat ett större projekt.

  679. Vi har fått fina resultat med LARS,
    så vi har börjat med eLARS.

  680. "Extended LARS".

  681. Här har vi tjugoåtta galaxer till som
    vi observerar med Hubbleteleskopet.

  682. Så totalt sett med LARS och eLARS så
    har vi ungefär fyrtiofem galaxer nu.

  683. Det låter inte så imponerande, men
    innan vi startade LARS-projektet-

  684. -visste vi hur Lyman-alfa-strålningen
    såg ut i ungefär tre galaxer.

  685. All kunskap man använder för att
    tolka avlägsna delar av universum-

  686. -byggde på kunskapen om tre galaxer.
    Nu utökar vi det till närmare femtio.

  687. Varannan vecka
    får vi bilder från Hubble.

  688. Vi måste inte åka upp och hämta dem.
    Det hade i och för sig varit kul.

  689. De mest avlägsna galaxerna,
    det är de tidigaste galaxerna.

  690. Här...

  691. Man gissar hur långt bort
    de här ligger-

  692. -på grund av deras ljusstyrka
    i olika filter.

  693. Det här är rödförskjutningen:
    11,9 och 8,8.

  694. Det är bara några hundra miljoner år
    efter Big Bang.

  695. För att avgöra
    hur långt bort de ligger-

  696. -måste man kunna mäta
    Lyman-alfa-strålningen.

  697. Man måste hitta
    Lyman-alfa-absorptionen-

  698. -eller Lyman-alfa-emissionen, alltså
    utsändningen eller absorptionen.

  699. LARS behövs för att vi ska
    kunna tolka de här observationerna-

  700. -och bestämma hur långt bort
    de ligger och vad som händer i dem.

  701. Kan vi förstå Lyman-alfa-strålningen
    förstår vi det jag listade i början.

  702. Hur mycket stjärnor
    bildas i galaxerna?

  703. Genom att titta på hur de roterar-

  704. -genom att jämföra dopplereffekten
    på olika sidor av galaxerna-

  705. -så kan jag mäta hur mycket de väger.

  706. Om jag bara förstår hur den här
    Lyman-alfa-strålningen uppstår.

  707. Ska man titta på de mest avlägsna
    galaxerna får man naturligtvis...

  708. Hubble kan inte se längre bort
    än så här-

  709. -för Hubble tittar bara
    på optiskt och nära infrarött ljus.

  710. Det kan inte titta på ljus som har en
    längre våglängd än 1 600 nanometer.

  711. Så det är en bit ut i infrarött.

  712. Om ni tänker er
    en svalnande kolbrasa.

  713. Det är ungefär
    den typen av ljusspektrum.

  714. Men vi kan inte se det med våra ögon.

  715. Men det finns ett annat teleskop. Det
    här är en modell av hur det ser ut.

  716. Det kallas för JWST.
    James Webb var nån chef på NASA-

  717. -nån gång på 70-talet.

  718. Det är teleskopet
    är uppkallat efter honom.

  719. Det är ett större Hubbleteleskop
    som ska titta på infrarött ljus.

  720. Med det ska vi kunna se
    de mest avlägsna galaxerna.

  721. Det ska skickas upp
    2018, 2019 nån gång.

  722. Det ni ser här är ett solskydd-

  723. -som ska skydda mot solstrålning så
    att teleskopet inte ska hettas upp.

  724. Nån sorts mosaik eller våffelteknik
    ska göra att det kyls ordentligt.

  725. Vi är involverade i konstruktionen
    av ett av teleskopets instrument.

  726. Jag skulle vilja sluta med att säga
    att det här LARS-projektet-

  727. -genererar rubriker och
    uppmärksamhet, t.o.m. på parkbänkar.

  728. Och på rymdteleskopets hemsida.

  729. Jag vill tacka för er uppmärksamhet.
    Det var kul att ni ville lyssna.

  730. Jag kan ta...

  731. Ja, tack så hemskt mycket.

  732. -Fascinerande. Vilket jobb du har.
    -Ja, det är väldigt roligt.

  733. Jag vill tacka dig, först och främst,
    Göran Östlin, för att du kom hit.

  734. Jag vill tacka Stockholms universitet
    för det här roliga samarbetet vi har.

  735. Ni förlägger vissa av föreläsningarna
    inom Vetenskap för vetgiriga-

  736. -här hos oss på Fanfaren.

  737. Jag tänkte tacka
    er som sitter och lyssnar.

  738. Jag heter Helena och jobbar här. På
    torsdagar har vi programverksamhet.

  739. I vanliga fall ute i foajén.

  740. Men i dag så är jag glad att se
    att så många har kommit hit.

  741. Hoppas att ni har haft det trevligt.
    Har nån en fråga till Göran?

  742. Finns det galaxer
    utanför vårt universum?

  743. Det beror på
    hur universum definieras.

  744. Universum är ju världsalltet, så det
    omfattar ju allt som existerar.

  745. Så då är ju svaret nej. Men på senare
    år har man ju börjat fundera på-

  746. -att universum kanske består av
    fler dimensioner än vi kan uppfatta.

  747. I vårt universum-

  748. -så ser vi ju dimensionerna bredd,
    höjd och längd, och så har vi tiden.

  749. Så har vi den ytterligare dimensionen
    i vilken universum kanske är krökt.

  750. Det kanske finns universa
    som har fler eller färre dimensioner-

  751. -och är parallellt
    med vårt universum.

  752. Det kan också vara så att svarta hål
    är portar in till andra universum.

  753. Ett svart hål är ett eget universum
    eftersom inget kan komma ut ur det.

  754. Ett svart hål är, så att säga,
    en sluten del av rumtiden.

  755. Man kan spekulera i, så att säga-

  756. -om svarta hål kan ses som universum.

  757. Kanske kan det finnas en egen fysik
    inne i de svarta hålen.

  758. Egna naturlagar
    som skiljer sig från våra.

  759. Svarta hål kan vara egna universa.

  760. Kanske med egna galaxer,
    eller andra typer av objekt.

  761. Det beror på hur naturlagarna
    är konfigurerade i de här universa.

  762. Ändrar man på en del naturlagar blir
    det svårare för stjärnor att bildas-

  763. -för fusion att komma i gång.
    Börjar vi ändra på våra naturlagar-

  764. -så kan man hitta vissa lösningar-

  765. -där universum skulle bilda gasmoln,
    men stjärnorna skulle inte lysa.

  766. Det skulle vara ett svart universum
    där vi inte skulle kunna existera.

  767. Stjärnorna skulle aldrig producera
    de grundämnena av vilka vi är byggda.

  768. Vi behöver ju också
    solens instrålande energi.

  769. Svaret är att det beror på. Vi vet
    inte så mycket om universum i stort.

  770. Vi kan inte i dag säga
    om det universum vi kan beskåda...

  771. Förmodligen är universum oändligt-

  772. -men vi ser så långt
    som ljuset hunnit nå.

  773. Och det finns naturligtvis
    fullt med galaxer ännu längre bort.

  774. Ljuset därifrån har inte nått oss,
    men tiden har tickat lika länge där.

  775. Det finns nog mängder av galaxer
    utanför den del av universum vi ser.

  776. Om det finns andra universa
    är både en semantisk fråga-

  777. -och en fråga
    jag inte kan svara på i dag.

  778. Det kan jag väl säga. Hoppet finns.

  779. Vi har tid med en fråga till.
    Eller kanske två, då.

  780. Varsågod.

  781. Ja.

  782. En kvasar måste inte ligga långt
    bort. Jag ska tala om vad det är.

  783. Det gäller en aktiv galax.
    Så en kvasar är ett...

  784. I centrum på många galaxer
    finns det svarta hål.

  785. När gas börjar falla in mot ett svart
    hål så hettas den upp väldigt mycket.

  786. Kvasarerna, som man kallar de här
    fenomenen, kan lysa väldigt starkt.

  787. De mest ljusstarka kvasarerna kommer
    från de mest massiva svarta hålen.

  788. De här jättemassiva svarta hålen
    är ovanliga.

  789. De finns inte i de mest närbelägna
    galaxerna, utan i avlägsna galaxer.

  790. Ju längre bort i universum vi tittar,
    desto mer vätgas finns det.

  791. En hel del vätgas
    har hunnit ombildas till stjärnor.

  792. Svarta hål kunde suga i sig mer gas
    tidigt i universums historia.

  793. Kvasarerna är mycket vanligare
    längre bort i universums historia.

  794. Det finns ett stort svart hål
    i Vintergatans...

  795. Det finns ett stort svart hål
    i Vintergatans centrum.

  796. Men det händer inte så mycket där
    mer än att stjärnor cirklar runt det-

  797. -och vi kan se att det finns där.

  798. Skillnaden i en kvasar är att i den
    så matas hela det här svarta hålet-

  799. -med gas som blir upphettad innan
    den trillar in i det svarta hålet.

  800. Det svarta hålet lyser inte alls.

  801. Men den här gasen som samlas kring
    det svarta hålet kan bli väldigt het-

  802. -och lysa väldigt kraftigt.
    Det kallas för en aktiv galaxkärna.

  803. Alla galaxer är aktiva i nån mening.

  804. De rör på sig och det bildas stjärnor
    och de har ofta ett svart hål också.

  805. Då skulle den kanske
    se ut som Vintergatan.

  806. Men det som har hänt är att tittar vi
    på galaxen som vi hittar längst bort-

  807. -och låter den åldras passivt
    till i dag-

  808. -skulle den nog vara som Vintergatan
    fast mycket mindre.

  809. Som en av dvärggalaxer omkring oss.

  810. För det som har hänt sen dess
    är att den inte bara har åldrats-

  811. -utan även krockat med sina grannar
    och blivit en större galax.

  812. Så stora galaxer som Vintergatan
    fanns inte då.

  813. Det skulle se ut som en dvärggalax
    - betydligt mindre än Vintergatan.

  814. Den skulle ha mindre massa också.

  815. Vintergatans massa
    kommer av Vintergatans historia.

  816. Den började nog som en sån galax och
    sen har den blivit större och större.

  817. Vår galax kommer förmodligen om ett
    tag att krocka med Andromedagalaxen.

  818. Det är lång tid dit.
    Var inte oroliga.

  819. Gör man beräkningar av Vintergatans
    och Andromedagalaxens banor-

  820. -så ser man att de kommer att krocka

  821. Då blir det en ännu större galax.

  822. När de krockar kommer det
    att bildas jättemycket stjärnor.

  823. Det kommer förmodligen att resultera
    i en ganska stor och rund galax.

  824. Ja, jag ska försöka komma ihåg
    här nu. Jag tror att det är...

  825. Jag tror att det är
    om två miljarder år.

  826. Men...

  827. Man har räknat ut det. Man kan
    vara ganska säker på när det är.

  828. Jag måste faktiskt kolla exakt, men
    jag tror att det är två miljarder år.

  829. Mer och mer materia kommer att samlas
    i större och större galaxer.

  830. Men universum växer hela tiden.

  831. De tunga galaxerna kommer till slut
    inte att kunna påverka varandra.

  832. De kommer aldrig mer mötas.

  833. Galaxerna samlar sig i galaxhopar.

  834. De samlas i superhopar
    som drar i varandra.

  835. Sen finns det inga större strukturer.

  836. Det finns en gräns för hur stora
    de här galaxerna succesivt kan bli.

  837. Men väntar man länge nog kommer fler
    och fler galaxer att slå ihop sig.

  838. Väntar vi länge nog tar gasen slut,
    och det bildas inga nya stjärnor.

  839. Universum kommer, som vi tror i dag
    i alla fall, succesivt att slockna.

  840. Ja, absolut sista frågan nu,
    och det får bli du där.

  841. Ja, det beror på universums...

  842. Det är universums energi som det
    bildades med i Big Bang som får...

  843. Det är inte en explosion,
    utan hela världsalltet växer.

  844. Gravitationen är den kraft som,
    så att säga, försöker stoppa detta.

  845. Men gravitationen är inte så stark
    att den kan bromsa...

  846. När man räknar på det här så finns
    det modeller för universums framtid-

  847. -där gravitationen
    vänder expansionen-

  848. -och så dras den ihop
    till en ny Big Bang.

  849. Men de mätningar
    vi har gjort fram till i dag-

  850. -tyder på att det inte slutar så.

  851. Nu finns det en ny expansionsterm i
    universum, den s.k. mörka energin-

  852. -som gasar på expansionen så att
    universum blir glesare och glesare.

  853. Gravitationen förmår aldrig
    vända på detta. Tack ska ni ha.

  854. Textning: Elin Dahlqvist
    www.btistudios.com

Hjälp

Stäng

Skapa klipp

Klippets starttid

Ange tiden som sekunder, mm:ss eller hh:mm:ss.

Klippets sluttid

Ange tiden som sekunder, mm:ss eller hh:mm:ss.Sluttiden behöver vara efter starttiden.

Bädda in ditt klipp:

Bädda in programmet

Du som arbetar som lärare får bädda in program från UR om programmet ska användas för utbildning. Godkänn användarvillkoren för att fortsätta din inbäddning.

tillbaka

Bädda in programmet

tillbaka

UR Samtiden - Rymdteleskopet Hubble

Produktionsår:
Längd:
Tillgängligt till:

Göran Östlind är professor i astronomi vid Stockholms universitet. Han berättar här om rymdteleskopet Hubble som sändes upp i rymden på 1990-talet. Det gav astronomer möjlighet att se hur avlägsna galaxer bildats och utvecklats i universum. Inspelat på Kulturhuset i Farsta den 6 mars 2014. Arrangör: Stockholms universitet.

Ämnen:
Fysik > Astronomi
Ämnesord:
Astronomi, Astronomiska instrument, Naturvetenskap, Teleskop
Utbildningsnivå:
Högskola

Mer högskola & fysik

Spelbarhet:
UR Skola
Längd
Titta UR Samtiden - Molnens gåta

Bernhard Mehlig är fysiker och professor i komplexa system. Han berättar om ett sätt att försöka förutsäga molnens beteende i väldigt stora skalor. Kan detta ge svar på hur molnen påverkas av klimatförändringen? Inspelat den 25 april 2014 på Stadsbiblioteket i Göteborg. Arrangör: Göteborgs universitet.

Spelbarhet:
UR Skola
Längd
Titta UR Samtiden - 100 astronauter på svensk jord

Regeringens syn på rymdforskning

Helene Hellmark Knutsson (S), minister för högre utbildning och forskning, berättar om hur rymdforskningen är användbar inte bara i rymden utan också här på jorden i till exempel klimatforskning för att studera höjda havsnivåer. Inspelat den 21 september 2015 på i Konserthuset, Stockholm. Arrangör: KTH.

Fråga oss