galakser, vi kender. Vi forventer, at lysets hastighed er den samme i Andromedagalaksen som her.

Transkript

1 Mørkt stof Da jeg var fysik-astronomi studerende var mørkt stof det forholdsvis ny opdaget mysterium. Jeg må indrømme at jeg var mega-skeptisk. Jeg tænkte; når først vi får bedre observationer vil det vise sig at mørkt stof enten ikke findes og blot skyldes en fejlfortolkning af observationerne, eller at det udgøres af sorte huller, planeter og andre objekter, der er kendetegnet ved at være svære at observerer fordi de ikke lyser så meget. MEN jeg må erkende i dag, at der var jeg helt og aldeles galt på den. Nu har vi efterhånden gennem mange år formået at bestemme massen af mange forskellige slags galakser og galaksehobe med forskellige metoder, og konklusionen virker klar: Både galakser og galaksehobe består først og fremmes af mørkt stof. Det står helt klart, at der ikke kan være tale om svage stjerner, som lyser for lidt til umiddelbart at kunne ses fra Jorden, eller mængder af sorte huller eller planeter. Den mulighed har vi udelukket, da vi i så fald, med vores forbedret teleskoper, burde have observeret nogle af de disse svage stjerner, planeter, sorte huller, da der skal være rigtig rigtig mange for at udgøre så meget masse. Hvis der virkelig var så mange ville vi have opdaget dem også selvom de ikke lyser, fordi de påvirker lyset fra andre objekter og dermed giver anledning til observerbare effekter. Der er således ikke noget, der tyder på, at mørkt stof er almindeligt stof, som vi kender det, dvs. opbygget af protoner og neutroner, som udgør atomkerner. Sådan almindeligt stof går blandt fysikere under betegnelsen baryon-stof. Stof som ikke er opbygget af atomkerner kalder vi ikke-baryon-stof. Mørkt stof lader til at have den egenskab at det ikke udsender lys og ikke optager lys. Noget, som hverken udsender lys eller optager lys, er jo nærmest at betegne som en astronoms værste mareridt. For vi observerer jo først og fremmest lyspartikler fotoner. Det kan så være synlige fotoner eller infrarøde fotoner, røntgenfotoner, gammafotoner eller andre. Dybest set er det vi gør, at vi tager vores kikkert og tæller, hvor mange lyspartikler af forskellig slags vi modtager ved forskellige bølgelængder. Ud fra det har vi opbygget vores viden om, hvordan vi mener, tingene er og fungerer. Det kan vi kun gøre, fordi vi baserer vores fortolkninger på den viden, vi har om fysik, kemi og matematik. En af de helt grundlæggende antagelser inden for astronomi er, at fysikkens love er de samme overalt. Dvs. at det, som gælder på Jorden, skal også gælde, når vi rejser til Månen og Mars. Og den fysik, som ligger til grund for, hvordan en stjerne bliver dannet, lever og udvikler sig, skal gælde for alle stjerner i samtlige af de 1

2 galakser, vi kender. Vi forventer, at lysets hastighed er den samme i Andromedagalaksen som her. Erkendelse om tilstedeværelsen af mørkt stof opstod som en konsekvens af at astronomiske teleskoper efterhånden var blevet så gode, at det var muligt at bestemme, med hvilken hastighed stjernerne bevæger sig rundt om Mælkevejens centrum. Ved at måle denne hastighed, er det så at sige muligt at veje galaksen, altså bestemme galaksens masse. De fleste af stjernerne i Mælkevejen befinder sig nær centrum af galaksen, og hyppigheden af stjerner aftager ud mod kanten af galaksen. Forventningen da man foretog observationerne var, at stjerners hastighed ville aftage, når man målte på stjerner, som lå længere og længere væk fra Mælkevejens centrum. Men det man fandt var, at de stjerner, der ligger dobbelt så langt væk fra Mælkevejens centrum, bevæger sig med en hastighed om Mælkevejens centrum, der er lige så høj som den hastighed, Solen bevæger sig rundt om Mælkevejens centrum med. Det blev fortolket som at Mælkevejen må består af mere end blot det, der lyser, for hvis vi sammentæller massen af alle de stjerner, vi kan se i Mælkevejen, burde de yderste stjerner blive slynget ud i rummet væk fra Mælkevejen, når de bevæger sig rundt med så stor hastighed. Da de yderste stjerner ser ud til at bevæge sig rundt i nogenlunde lige så nydelige cirkel-lignende baner som Solen, må det betyde, at Mælkevejen indeholde noget, der bidrager til tyngdekraften, men som vi ikke kan se med de observationsmetoder, vi har. Der er altså en usynlig masse i vores Mælkevej, som leverer den nødvendige tyngdekraft til at holde stjernerne på plads i deres baner og derved til at holde galaksen samlet. Det er denne usynlige masse vi kalder mørkt stof. Rummet mellem galakserne har også vist sig at være domineret af mørkt stof. Galakser ligger ikke jævnt fordelt i rummet, men er klumpet sammen i galaksehobe. Galaksehobe kan bestå af op til flere tusinde galakser, der bevæger sig rundt om galaksehobens centrum. Galaksehoben holdes sammen af tyngdekraften fra alt stof i galaksehoben. Ved at måle galaksernes bevægelseshastighed kan galaksehoben vejes på helt samme måde som galakser vejes. Jo mere fart galakserne har på, jo større tyngdekraft kræves for at holde galaksehoben sammen. I alle de hobe, vi kan observere, bevæger de enkelte galakser sig så relativt hurtigt i forhold til hinanden, at de burde flyve væk fra hinanden i stedet for at være samlet i en hob. Den lysende masse af galakserne tilsammen er ikke nok til at holde sammen på galaksehoben der skal mindst fem gange mere stof til. Eksistensen af mørkt stof er således nødvendig for at binder stjernerne sammen i galakser og galakser sammen i galaksehobe. Uden mørkt stof ville den synlige del af universet tage sig anderledes ud. 2

3 Men hvad er så dette mørke stof? Det bedste bud er, at det er en hidtil uopdaget elementarpartikel, som blev dannet i Big Bang sammen med det normale stof. Det gode ved dette forslag er, at det kan løse tre helt urelaterede problemer med ét slag, nemlig 1) hvordan galakserne er blevet dannet så hurtigt efter Big Bang og 2) hvordan stjernerne i galakserne bliver holdt sammen i galaksen og 3) hvordan galakserne i en galaksehob bliver holdt sammen. Det forventes, at der eksisterer flere hidtil uopdagede elementarpartikler. Grunden til dette er, at standardmodellen, som partikelfysikerne har for hvilke partikler, der findes, endnu ikke kan forklare alle egenskaber ved naturens mindste byggesten. Det er ligesom, der mangler nogle ingredienser. Der er forskellige forslag til, hvordan standardmodellen kan udbygges med eksotiske partikler, som kan udgøre det mørke stof i universet. Et af de første konkrete bud var den flygtige spøgelsespartikel neutrinoen, som vi ved findes. Der er dannet rigtig, rigtig mange af dem i Big Bang, og der dannes rigtigt mange i stjernerne den dag i dag, så selv om den enkelte neutrino kun vejer meget, meget lidt, kan neutrinoer betyde en del i det store regnskab, ud fra devisen mange bække små. Neutrinoer påvirkes kun ganske lidt af både normalt stof og lys. Hvert sekund passerer milliarder neutrinoer fra Solen gennem hvert af os mennesker, uden vi mærker det mindste til det. Det kan lade sig gøre fordi neutrinoer kun vekselvirker meget lidt med almindeligt stof. De kan passere uhindret igennem vores krop, eller Jorden for den sags skyld, uden at støde ind i eller bliver afbøjet af atomerne. At neutrinoer ikke vekselvirker, har den bagside, at de er meget svære at måle og derfor ikke har tilbøjelighed til at koncentrere sig i galakser eller galaksehobe. Så derfor efterhånden som årene er gået mener vi ikke længere, at neutrinoerne er et godt bud på mørkt stof. Forskellige modeller i partikelfysik byder heldigvis på andre forslag til, hvilket stof det mørke stof kan bestå af. Nogle af disse hypotetiske partikler vil kunne opdages ved eksperimenter i partikelacceleratorer, hvor stof smadres sammen med noget nær lysets hastighed og brydes ned i de mindste bestanddele. Men det kan også være, at det mørke stofs egenskaber gør, at det er uden for rækkevidden af, hvad der er muligt at lave i jordiske laboratorier. I dette tilfælde er vi henvist til udelukkende at benytte universet som vores laboratorium og her prøve at aflure det mørke stofs natur. Målinger foretaget ombord på den internationale rumstation (ISS) over nogle år med instrumentet AMS (Alpha Magnetic Spectromenter) er med til at indsnævre for os hvad mørk stof kan og ikke kan være. AMS har over de første 2 år målt omkring 25 millarder partkler der strømmer ind mod den fra universet. Godt 7 millioner af disse har været elektroner og ca af dem har været såkaldte 3

4 positroner. En positron er en såkaldt anti-partikel en elektron med modsat ladning. Hvor en elektron har en negativ ladning så har en positron en positiv ladning, men bortset fra ladningen er de to partikler helt ens. Anti-partikler og partikler tilhøre begge gruppen af baryonsk stof, så positronerne er helt almindeligt stof. Det som dog gør positronerne interessante er, at det er teoretisk forudsagt, at nogle af de mulige mørkt stof partikler indimellem vil henfalde til andre partikler, hvor positroner indgår i reaktionen. Eksperimentet går derfor ud på at måle henfaldsproduktet af mørkt stof og på den måde indirekte påvise hvilke af de forskellige mørkt stof partikler der kan findes i universet. Figur: Figurtekst: AMS instrumentet der befinder sig på ydersiden af det Internationale Rumstation ISS. Kredit: NASA De forskellige modeller for mørkt stof partiklernes egenskaber forudsiger, at de positroner der bliver dannet i henfaldet fra de forskellige mørkt stof partikler har forskellige energi og karakteristika. Derfor forventer vi at ved at observerer positroner med AMS vil vi kunne spore os ind på, hvilke af de forskellige modeller for hvad mørkt stof består af, der kan verificeres og hvilke som kan falsificeres, enten ved at vi måler positroner med de forudsagte egenskaber eller ved at vi netop ikke måler dem. Et resultat hvor vi ikke måler nogen eller kun meget få positroner vil på den måde også være et interessant resultat fordi vi så kan sige hvad mørkt stof ikke kan være. Forskellige typer af mørkt stof vil fordele sig på forskellig måde i galakser og galaksehobe afhængigt af hvilken type elementarpartikel, der udgør det mørke stof. Nogle typer vil være stærkt koncentreret hen imod centrum af galakserne, mens andre vil have en mere jævn fordeling af mørkt stof. Så hvordan galakserne hænger sammen, kan vi endnu ikke svare præcist på, men lige nu ser det ud til, at løsningen på, hvad mørkt stof er, skal findes i en symbiose mellem studier af det allermindste, elementarpartiklerne, og det allerstørste, hele universet. 4

5 Mørk energi Det at universet ser ud til at udvide sig har givet anledning til mange teorier om hvorvidt universet vil blive bremset op eller fortsætte sin udvidelse. I 2011 modtog de tre astrofysikere Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt og Adam G. Riess Nobel prisen for deres opdagelse af at universet ikke blot udvider sig men at det ligefrem accelererer. Hvis noget accelererer indikerer det at der er noget energi tilstede der kan drive accelerationen. Denne energi der tilsyneladende forårsager at universet accelererer kalder vi mørk energi. Hvis jeg havde det svært med at umiddelbart accepterer eksistensen af mørkt stof da jeg var studerende, så er det intet imod hvordan jeg har det med mørk energi. Jeg har altid fundet det mærkeligt, at vi tilsyneladende befinder os i et ekspanderende univers, men da alle de observationer vi foretager peger i den retning så er det nok sådan det er. At et univers der starter fra et Big Bang har en udvidelse giver en vis form for mening. Men at et univers udvider sig hurtigere og hurtigere med tiden, det finder jeg virkelig mærkeligt og svært at forstå. Så lige nu finder jeg at den tilsyneladende tilstedeværelse af mørk energi i universet er et ualmindeligt interessant mysterium. Da Edwin Hubble offentliggjorde sine resultater i 1929 om at universet udvider sig passede de godt ind i de teoretiske modeller af universet, som kunne skabes ud fra Albert Einsteins almene relativitetsteori der blev fremsat i For en af konsekvenserne af Einsteins almene relativitetsteori, som han selv fandt forbløffende og bekymrende, var netop at universet enten udvider sig eller trækker sig sammen. Inden for rammerne af Einsteins teori er det derfor forholdsvis ligetil at undersøge hvorvidt der er tale om en evig udvidelse for universet efter Big Bang. Hvis der er nok stof i universet, vil tyngdekraften bremse udvidelsen og på et tidspunkt måske ligefrem få universet til at begynde at trække sig sammen. Som følge heraf, i en meget fjern fremtid, vil hele universet så have mulighed for at falde sammen i en slags omvendt Big Bang et Big Crunch. Men hvis der derimod ikke findes nok stof i universet, så vil udvidelsen fortsætte for evigt, og universet vil blive mere og mere tomt, koldt og mørkt. Det hele afhænger således af, om der er nok masse i universet til at skabe så stor en tyngdekraft, at det kan bremse udvidelsen. Så for at kunne besvare spørgsmålet om hvad universets fremtid bliver, skal vi bestemme hvordan universets udvidelseshastighed ændrer sig med tiden. Ved at lave et sæt observationer der kan afsløre med hvilken hastighed universet udvider sig lige nu, dvs. tæt på os selv. Og et sæt i det fjerne univers der afsløre 5

6 hvordan universets udvidelses hastighed har været tidligere er det muligt, at afgøre om universet udvider sig med den samme eller forskellige hastigheder til de to tider i universets historie. I praksis er det dog nogle ganske komplekse målinger. Primært fordi der ikke findes nogen simpel måde at måle afstande i universet på. Når vi ser to galakser eller stjerner for den sags skyld, med sammen lysstyrke, så kan det være meget svært at skelne, om de lyser lige meget, fordi de ligger i samme afstand fra os, eller fordi den ene er mere lysstærk end den anden og samtidig ligger længere væk. For at kunne se helt ud til store afstande er det nødvendigt med meget kraftige lyskilder der kan ses over meget store afstande. Supernovaer er gode til dette da de er lige så kraftig som summen af de milliarder af stjerner der befinder sig i en galakse. Men supernovaer er meget sjældne. Et forsigtigt skøn er at der forekommer en supernova ca. hvert et hundrede år i en galakse. Men det er værd at have i mente at det er over 400 år siden, vi sidst så en i Mælkevejen. Og ikke nok med det, så er alle supernovaer ikke lige gode, da vi har brug for en standard lyskilde, dvs. en supernova hvor vi kan forvente at det altid er den samme mængde lys der bliver udsendt en supernova Type Ia. Efter blot nogle ugers opblussen bliver en supernova usynlig, det gælder derfor om at være ved kikkerten på det rette tidspunkt hvis man skal nå at observerer en supernova af rette støbning i en fjern galakse. Her var tre af de undervisere jeg havde på mit studie nogle af de helt store pionerer. Ved brug af den danske 1,5-meter-kikkert på La Silla i Chile søgte de efter fjerne supernovaer i galaksehobe. Det krævede to års møjsommelig eftersøgning, før det i 1989 lykkedes for Hans Ulrik Nørgaard Nielsen, Henning Jørgensen og Leif Hansen at finde en supernova af den rette type i en fjern galakse. Det var et stort fremskridt, at de kunne påvise, at man på det tidspunkt overhovedet kunne finde meget fjerne supernovaer. Men de var også skuffede for når to års observationer gav blot en enkelt supernova, ville det tage en menneskealder at finde tilstrækkeligt mange supernovaer til at kunne måle universets udvidelseshastighed. Men de elektroniske detektorer, som anvendes i astronomiske kameraer, blev med tiden tilstrækkeligt gode og billige til at forsøget kunne gøres igen. Samme type CCD-detektorer, som kostede millioner af kroner i 1980 erne, findes nu i almindelige mobiltelefoner. Med CCDkameraer, som kan fotografere et stort område af himlen på ét billede, øgedes chancen for at opdage en supernova betragteligt. Bevæbnet med bedre CCD er gik to store internationale forskerhold under ledelse af henholdsvis Saul Perlmutter fra Lawrence Berkeley National 6

7 Laboratory og Brian P. Schmidt ved Harvard University i gang med at forsætte danskernes søgen efter supernovaer. Store ressourcer var nødvendige for at opnå et godt resultat. De største kikkerter i verden blev taget i brug for at finde og studere fjerne supernovaer. Ved jævnligt at gennemsøge en større bid af himlen kan man finde nye lysende objekter i det fjerne univers. Nærmere studier af disse objekter er påkrævet for at påvise, om det virkelig drejer sig om den rette type supernova. En bestemmelse af supernovaens lysstyrke og dermed dens afstand samt den hastighed med hvilken den bevæger sig væk fra os blev derefter anvendet til at måle universets udvidelse. Al form for stof almindelig såvel som mørkt stof udøver en tyngdetiltrækning på resten af universet, og det vil derfor virke opbremsende på universets udvidelse, ligesom en bold, der kastes op i luften vil flyve langsommere og langsommere og til sidst falde ned igen, medmindre man kaster så hårdt, at den kommer i en bane om Jorden ligesom en satellit. Hvis universet udvider sig langsommere og langsommere, må det forventes, at de fjerne supernovaer (hvis lys blev udsendt for længe siden) bevæger sig hurtigere væk fra os end de nære supernovaer (hvis lys blev udsendt for nylig). Men universet opfører sig ikke, som vi dengang havde forventet. Resultatet fra de to uafhængige forskerhold, der studerede supernovaer, viste det stik modsatte af en opbremsning nemlig at universets udvidelse går hurtigere og hurtigere accelererer. Målingerne der blev offentliggjort i 1998, tog den astronomiske verden med storm. Ingen havde forventet noget sådant. Universets accelererende udvidelse peger på, at mørk energi opfører sig som en slags antityngdekraft. Hvordan universets fremtid tager sig ud kan vi pt. ikke sige med sikkerhed. Det beror i høj grad på den mørke energis egenskaber, og derom ved vi endnu meget lidt. I det simpleste scenario ændrer den mørke energi sig ikke med tiden. Det indebærer, at den bliver vigtigere og vigtigere for universets udvikling som tiden går, da udvidelsen gør, at stoffet tyndes ud. I et sådant scenario bliver universets udvidelse ved med at accelerere. Galakser farer længere og længere væk hinanden, og universet bliver i fremtiden et koldt, tomt og mørkt sted. Men måske forandres den mørke energis egenskaber med tiden, og universets udvikling ændres. Mange astronomer finder det lige mærkeligt nok, hvis den mørke energi er konstant. Det vil betyde, at fremtidens univers vil være helt domineret af mørk energi. Det vil også betyde, at den mørke energi var helt ubetydelig i universets barndom. I det tidlige univers var det normale stof meget 7

8 tættere, og dette gjorde, at tyngdekraften fra dette stof dominerede over den mørke energis antityngdekraft. For at kunne kortlægge mængden af mørk energi i universet til forskellige epoker, er det nødvendigt at måle universets udvidelse endnu længere tilbage i tiden end det hidtil er lykkedes med Type Ia supernovaer. Her har det vist sig at aktive supermassive sorte huller formentlig vil være særdeles velegnet til det formål. I hjertet af alle galakser er der et supermassivt sort hul, som har en masse på millioner til milliarder gange Solens masse. Når disse sorte huller aktivt opsluger stof, opvarmes de enorme gasskyer rundt om og lyser op med en ufattelig kraftig lysudstråling, der er stærkere end lyset fra 1000 galakser dette fænomen kaldes Kvasarer. Lysstyrken af en kvasar afhænger af størrelsen af den tætte støv- og gassky, der omgiver det sorte hul. Kvasarer har mange fordele. Der er mange mange af dem og de er at finde på himlen hele tiden. De er på sin vis stabile og vedvarende. De blegner ikke og forsvinder efter ganske kort tid som supernovaer, og de er ekstremt lysstærke og kan observeres på langt større afstande end andre kilder til afstandsmåling. Med supernovaer er det længste vi pt. kan måle tilbage i tiden, godt ca. 75 % af universets alder. Med kvasarer kan vi måle op til 85 % af universets alder. Det lyder måske ikke af så meget mere, men netop i den tidsepoke mener vi, ud fra teoretiske beregninger, at universet skiftede fra en opbremsning til en fremskyndelse af udvidelsen. Så nøglen til hvad mørk energi egentlig er ligger formentlig i lige den epoke af universets udvikling som kun kan studeres med kvasarer og ikke via supernovaerne. Det bliver derfor spændende at følge dette studie og se hvad det egentlig ender med at kunne lære os om hvad mørk energi dels gør ved universet og forhåbentlig også være med til at løfte sløret for hvad mørk energi egentlig er. Figur: Figurtekst: Nogle af de fjerne supernovaer der er blevet brugt til at bestemme hvor hurtigt universet udvider sig. Kredit: NASA/ESA and A. Riess (STScl) Figur: Kredit: Note: Jeg har ikke copyright til dette og teksten er på engelsk, men måske kan vi selv lave en figur i den stil? 8

9 Et bud på hvad mørk energi kan være, er at der måske er tale om vakuumenergi altså energi, som er til stede i det tilsyneladende tomme rum. Ifølge Einsteins ligning, E=mc 2, har vakuumenergi mulighed for at have en masse, som dog skønnes, hvis den er der, at være meget lille. Men da universet hele tiden bliver større og større, vil der blive mere og mere af denne energi. Så ideen er at mængden af vakuumenergi vil stige med tiden som en konsekvens af universets udvidelse. Teoretisk forventes det at vakuumenergiens virkning på universet vil være den omvendte af stofs. Stof forårsager at udvidelsen går langsommere og kan med tiden standse eller vende den, mens vakuumenergien vil få udvidelsen til at accelerere. For at teste om denne ide har nogen mulighed for at have noget rigtigt i sig, må vi i første omgang have kortlagt, hvor dominerende den mørke energi er i universet til forskellige tider og så se om det stemmer overens med vores forståelse af hvad vakuumenergi kan leverer. Personligt finder jeg denne teori virkelig interessant, fordi jeg finder det fascinerende mærkværdigt hvis vakuum afgøre universets fremtid. For hvis vakuum på den måde er den dominerende faktor med tiden, så er det vel ikke rimeligt at betragte vakuum som værende det rene ingenting? 9

10 Tyngdebølger Videnskabelige teorier har som regel deres udspring i nye eksperimenter eller observationer, hvor det observerede eller målte ikke kan forklares ud fra de eksisterende teorier. Men dette var ikke tilfældet da Albert Einstein for godt 100 år siden fremkom med den specielle- og generelle relativitetsteori. Einsteins var overbevist om at fysikken måtte gentænkes ud fra et nyt formelt og generelt princip. På den baggrund udledte han ved ræsonnementer, tankeeksperimenter og matematiske beregninger en række teoretiske forudsigelser. Over årene er det blevet eftervist, på baggrund af utallige eksperimenter og observationer, at Einsteins forudsigelser var korrekte. Den seneste landvinding er observationerne af tyngdebølger i Inden offentliggørelsen af, at nu var tyngdebølger endelig blevet målt, efter årtiers intense arbejdsindsats, floreret rygterne blandt os forskere. Da sådan en måling har potentialet til at modtage en nobelpris i sig, var der meget hemmelighedskræmmeri inden offentliggørelsen. Det var vigtigt for forskergruppen, at de var helt sikre og havde tjekket deres data både forfra og bagfra, inden at de gik ud med resultatet. Men ingen kan sidde med sådan et epokegørende resultat uden at blive nærmest eksalteret og derfor til konferencer kommer til at viske i en kaffepause til en af os andre vi tror at vi har set tyngdebølger men sig det ikke til nogen endnu før at vi er HELT sikre. Så forskningsfronten sydet i flere måneder og vi der ikke var involveret i eksperimentet havde mange gode gæt på hvad vi mente det nok var mest sandsynligt at de havde målt. Med den generelle relativitets teori, angav Einstein en fysisk beskrivelse af tyngdekraften der knyttede den sammen med ændringer i rum-tiden. Hvor meget rummet krummer afhænger af masse. Stor masse giver stor krumning. Rummets krumning påvirker alle elementarpartikler der bevæger sig i rummet, herunder lys. Et illustrativ billede af hvordan Einstein forestillede sig rumkrumningen er at forestille sig en tung vandmelon på en blød trampolin. Vandmelonen vil lave en fordybning i trampolinens overflade og hvis en lille stålkugle placeres i nærheden vil den trille ned mod vandmelonen. Så når objekter bevæger sig mod hinanden er det ikke fordi masse tiltrækker masse, men fordi objekterne følger rummets krumning. Hvis stålkuglen har en høj fart vil den begynde at cirkle om vandmelonen for til sidst at støde ind i den. Lys eller tid, som ikke har nogen masse, vil blot følge trampolinens overflade og fortsætte på den anden side 10

11 medmindre krumningen er så stor, at selv lys vil gå i kredsløb og på den måde ikke kunne slippe ud på den anden side (sort hul). Einsteins teori om tyngdebølger, også kaldet tyngdebølger, er at de bliver udsendt af et varierende tyngdefelt på samme måde som elektromagnetisk stråling udsendes af et varierende elektromagnetisk felt. Tyngdebølger vil som elektromagnetiske bølger bevæger sig med lysets hastighed. Et sådant varierende tyngdefelt opstår f.eks. når to neutron stjerner, eller to sorte huller, bevæger sig tæt rundt om hinanden i et lukket kredsløb. Et sådant system vil ifølge teorien udsende tyngdebølger og dermed miste mekanisk energi, som vil fører til en ændring af omløbstiden for de to objekter. I 1978 lykkedes det astronomerne Russell Hulse og Joseph Taylor som de første, at fremlægge radio observationer af to neutronstjerner der roterer om hinanden i hurtigere og hurtigere tempo, samtidig med at deres indbyrdes afstand bliver mindre og mindre, helt i overensstemmelse med Einsteins forudsigelse om udsendelse af tyngdebølger. For dette modtog de nobelprisen i fysik i Hulse og Taylor målte ikke tyngdebølger, men at neutronstjernerne mistet energi i en mængde der svaret til det teorien forudsagde ville blive udsendt som tyngdebølger. Tyngdebølgerne forventes at bevæge sig gennem rummet som en slags skvulp i rumtiden. Hvor stort et skvulp bliver afhænger af hvor meget masse der er. Således vil to kolliderende supermassive sorte huller, der har masser på millioner til milliarder gange solens masse, give en meget stor og dyb tyngdebølge i rumtiden. Mens at to kolliderende neutronstjerner der blot vejer omkring 3-5 gange solens masse til sammen, vil give en mindre krusning af rumtiden. Tiden og rummet ændre sig en smule hvor tyngdebølgerne når frem og med det rette udstyr bør det være muligt at detektere dem. Dette udstyr skal dog være utroligt præcist, for det er ikke ret meget rumtiden påvirkes af en passende tyngdebølge. En detektor der er nogle kilometer lang skal kunne måle om den pludselig ændre længde med det der svare til en titusindedel af diameteren af en atomkerne. Selvom det lyder helt umuligt, så har tyngdebølgedetektoren Advanced LIGO kunne måle de mindre krusninger af rumtiden som tyngdebølger fra to kolliderende sorte huller. Hvilket tyder på at vi nu er nær den endelige og fuldstændige bekræftelse af Einstiens generelle relativitets teori. Figur: Figurtekst: Den første måling af tyngdebølger foretaget af LIGO eksperimentet. Den forudsagte teoretiske måling er den tynde lyseblå og gule streg, men den 11

12 målte der den lidt tykkere streg ovenpå. Som det ses er der et forbløffende godt match mellem den teoretiske forudsigelse baseret på Einsteins relativitetsteori og målingen. Kredit: LIGO Det ene sorte hul var på 29 gange Solens masse og det andet på 36 gange Solens masse. Den målte begivenhed varede kun 10 millisekunder, der hvor de sorte huller, der har nærmet sig hinanden mere og mere blev til ét stort, sort hul. Systemet befinder sig 1,3 millarder lys år borte. I kollisionen blev der frigivet gravitationel energi svarende til 3 gange Solens masse 3,6 x watt, hvilket er mere end den samlet mængde af lys fra samtlige stjerner vi kan observerer. Figur: nal_waves.jpg Figurtekst: Tegning af hvordan tyngdebølgerne bliver sat i gang når to sorte huller kolliderer. Kredit: K. Thorne (Caltech), T. Carnahan (NASA) For at måle tyngdebølger fra større afstande kræver det en detektor i rummet, da der er mange rystelser fra jorden selv og vores aktivitet på Jorden. ESA har en plan om missionen elisa, hvor tre satellitterne placeres i en trekant med en indbyrdes afstand på fem millioner kilometer og sende laserstråler fra satellit til satellit. Laserstrålerne måler om de tre satellitter forskyder sig i forhold til hinanden når tyngdebølger kommer rullende. Forskydningen forventes at være i picometerstørrelsen - en milliardtedel af en millimeter - over en million kilometer For overhoved at undersøge hvorvidt det er teknisk muligt med så stor en nøjagtighed foretog ESA et forstudie af visse teknikker med missionen LISA pathfinder. Ombord på LISA pathfinder var to kilos guld og platin terninger der svæver frit i hvert sit vakuumkammer 38 centimeter fra hinanden. Et lasersystem målte hele tiden afstanden mellem terningerne med en nøjagtighed på få milliardtedele af en millimeter. Målet for missionen var at undersøge om terningerne ville bevæger sig i forhold til rumskibet omkring dem mens det kredser halvanden million kilometer fra Jorden i retning mod Solen. Eksperimentet lykkedes og de to terninger med 4,6 centimeter på hver led, viste at det var muligt for dem at være helt upåvirkede af alle andre kræfter end potentielle tyngdebølger der bevæger sig gennem rumtiden. Da afstanden mellem terningerne blot var 38 centimeter var det helt umuligt for LISA 12

13 pathfinder at måle tyngdebølger, da det kræver millioner af kilometer. Målet med testmission, der er en forløber for det egentlig elisa mission, var at få lasersystemet til at røbe om afstanden mellem terningerne ændrer sig på grund af andre påvirkninger. For hvis afstanden mellem terningerne ikke er helt ultrapræcis vil det ikke være muligt at måle tyngdebølger, og hvis terningerne af en eller anden grund bevæger sig af andre årsager kunne det få os til at tro at vi havde målt noget som ikke var der. LISA Pathfinder viste, at elisa er en god ide, der med alt sandsynlig vil virke. Så den rumbaserede tyngdebølgedetektor blive efter planen til virkelighed i Den vil give mulighed for, at måle tyngdebølger fra kolliderende supermassive sorte huller der befinder sig i centret af galakser. Disse supermassive sorte huller forudsiger vores teorier ind imellem vil kolliderer under et galakse sammenstød. Figur: Figurtekst: Spiral galakserne NGC5426 og NGC5427 er i gang med at passerer meget nær hinanden, men vil formentlig ikke støde sammen i denne omgang. Kredit: Gemini Observatory, GMOS-South, NSF Det kan umiddelbart virke lidt paradoksalt at galakser kolliderer når nu universet er så stort. Men ikke desto mindre så observerer vi adskillige galakser som er i gang med at kolliderer eller som er på kollisionskurs. Ud over at det er et smukt skue, så skaber sådanne kollisioner også store forandringer for de enkelte galakser. Typisk tager det galakserne millioner af år at passer gennem hinanden. Når galakser passerer gennem hinanden vil der ofte ikke ske noget videre med de allerede eksisterende stjerner. Afstanden mellem de enkelte stjerner i galakserne er nemlig så stor, at de vil passere forbi hinanden uden at støde sammen. Anderledes er det med gas- og støvskyerne. De har en enorm udstrækning og vil støde sammen og resultere i dannelse af mængder af nye stjerner. Den igangsætte stjernedannelse vil resulterer i et kraftigt lysende områder dér, hvor kollisionen er i gang. Så galaksekollisioner giver forøget stjernedannelse og dermed formentlig også en forøget dannelse af planeter som følger med stjernedannelse. Figur: Figurtekst: Tre galakser der er midt i et galakse sammenstød. Som en følge af sammenstødet bliver der dannet en masse nye stjerner, der lyser kraftigt op. 13

14 Kredit: ESO Vores egen galakse Mælkevejen er på kollisionskurs med den store nabogalakse Andromeda-galaksen. Om nogle milliarder år forventer vi, at de to galakser kommer så tæt på hinanden, at vi her fra den nordlige halvkugle vil have et fantastisk skue af Andromeda-galaksen, der vil fylde en væsentlig del af nattehimlen. For Solsystemets vedkommende vil det næppe være katastrofalt, når sammenstødet kommer, fordi risikoen for at støde sammen med en forbipasserende stjerne fra Andromeda-galaksen er så utrolig lille. Måske vil det ligefrem vise sig at være en fordel. For når de to galakser passerer gennem hinanden, kommer der andre stjerner i nærheden af vores Solsystem, som derved kan udforskes forudsat at der er nogen til at gøre det til den tid! Skulle det træffe sig sådan, at Mælkevejen og Andromeda galaksen to sorte huller støder sammen til den tid, så vil det resulterer i at de to sorte huller smelter sammen til et sort hul og i den proces vil der opstå tyngdebølger. Det er det som vi håber på at kunne finde ud af hvorvidt er sket for andre galakser ved at opsende elisa. Figur: Figurtekst: Tegning der viser hvordan Andromeda galaksen og Mælkevejen er på kollisionskurs og om 4 milliarder år vil passerer gennem hinanden. Kredit: NASA; ESA; A. Feild and R. van der Marel, STScI. Figur: Figurtekst: Nattehimlen som den vil tage sig ud fra Danmark om 3,75 milliarder år, hvor Anddromeda galaksen vil være kommet meget nærmere. Det er Andromeda galaksen til venstre og de dele af vores egen Mælkevej vi kan se fra den nordlige halvkugle til højre. Kredit: NASA; ESA; Z. Levay and R. van der Marel, STScI; T. Hallas; and A. Mellinger. 14