Det kosmologiske verdensbillede anno 2010

Transkript

1 Det kosmologiske verdensbillede anno 2010 Baseret på foredrag afholdt i foreningen d. 6. maj Af Anja C. Andersen Niels Bohr Instituttet Københavns Universitet. Hvad består Universet egentlig af? Det spørgsmål har optaget mennesker og specielt astronomer i årtusinder. rundt om Solen. Ved at observere en hvilken som helst af solsystemets planeter og dens bane rundt om Solen kan vi bestemme Solens vægt ved brug af de modeller, som allerede Johannes Kepler udledte på basis af meget nøjagtige observationer af planeten Mars foretaget af den danske Mørkt stof kosmisk klister I dag er vi der, hvor vi har rigtig godt styr på alt det i Universet, som er opbygget af atomer. Men det har i de seneste årtier vist sig, at atomkernerne, som består af de elementarpartikler, der bl.a. kaldes protoner og neutroner, kun udgør en lille del af alt stof i Universet. Langt det meste af det stof, som findes i Universet, vekselvirker ikke med lys det vil sige, at det ikke udsender lys og ikke optager lys. Det er derfor kun ved indirekte målemetoder, at vi er blevet overbevist om, at der eksisterer mængder af mørkt stof, som ikke umiddelbart lader sig identificere. I 1960 erne var de astronomiske kikkerter efterhånden blevet så gode, at det var muligt at bestemme, med hvilken hastighed stjernerne bevæger sig rundt om Mælkevejens centrum. På samme måde som Jorden kredser omkring Solen, bevæger stjernerne i en galakse sig rundt om galaksens centrum. Merkur bevæger sig fx rundt om Solen på 88 dage, mens Jorden som bekendt er et år om at komme én gang rundt om Solen. Jupiter bruger 12 år, mens Neptun er omkring 165 år om at komme én gang Fig. 1. Model af hvordan vi forestiller os at Mælkevejen ser ud, hvis vi kunne se den udefra. Solens position er markeret under centret. Meget tyder på, at Mælkevejen er en såkaldt bjælke-galakse. Når vi ser op på nattehimlen fra den sydlige halvkugle (Australien, Syd-Amerika, Syd-Afrika), så kigger vi ind mod Mælkevejens centrum. Fra Danmark ser ud af galaksen mod Orion. Copyright: NASA. 7

2 Fig. 2. Sammensat kollage af vekselvirkende galakser. Galakserne tiltrækker hinanden, hvilket ind imellem resulterer i, at de passer igennem hinanden eller meget nær hinanden. En sådan galakse-kollision ændrer udsende af de deltagende galakser. Copyright: NASA/ESA. astronom Tycho Brahe fra øen Hven. Hvis Solen var tungere, ville Jorden fx skulle bevæge sig hurtigere rundt i sin bane for ikke at blive suget ind i Solen, dvs. et jordår ville være kortere, end det er i dag. Hvis Solen derimod havde mindre masse, ville Jorden skulle bevæge sig langsommere rundt i sin bane for ikke at flyve væk fra Solen. Der er altså en meget afstemt balance mellem planeternes afstand fra Solen, Solens masse og den hastighed, som de bevæger sig rundt om Solen med. Det samme gælder for stjerner i Mælkevejen. Ved at måle den hastighed, som stjerner bevæger sig rundt om Mælkevejen med, kan vi så at sige veje galaksen, altså bestemme galaksens masse. Solen bevæger sig rundt i sin bane om Mælkevejens centrum med en hastighed på over 200 kilometer hvert sekund og er cirka 220 millioner år om at fuldføre et omløb om Mælkevejens centrum. Et galakseår for os i denne del af Mælkevejen er således 220 millioner år. Den amerikanske astronom Vera Rubin satte sig for at observere nogle af de stjerner, der lå længst ude i udkanten af Mælkevejen for på den måde at kunne bestemme massen af alt det, som lå inden for stjernens bane. Med andre ord ville hun bestemme vægten af alle de stjerner, gas- og støvskyer m.m., der udgør Mælkevejen. De fleste af stjernerne i Mælkevejen befinder sig nær centrum af galaksen, og hyppigheden af stjerner aftager ud mod kanten af galaksen. Forventningen var, at stjerners hastighed ville aftage, når man målte på stjerner, som lå længere og længere væk fra Mælkevejens centrum. Men til stor overraskelse fandt man ud af, at de stjerner, der ligger dobbelt så langt væk fra Mælkevejens centrum som Solen, 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 må betyde, at Mælkevejen 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 bevæger sig rundt i lige så nydelige cirkelbaner som Solen, betyder det, at Mælkevejen må indeholde noget, som 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. Denne usynlige masse kalder vi mørkt stof. Ordene mørkt stof dækker således over, at målinger viser, at der er noget i vores Mælkevej, som udmærker sig ved at bidrage til tyngdekraften, men som ikke lyser og dermed ikke umiddelbart kan observeres direkte. Senere målingerne har vist, at en typisk spiralgalakse består af 10 % lysende stof og 90 % mørkt stof. Et fotografi af en galakse viser derfor kun 8

3 Dansk Naturhistorisk Forenings Årsskrift nr. 19 og /2009 og 2009/2010 toppen af isbjerget nemlig den lille del af stoffet, der lyser. 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. Massen af galakserne tilsammen er ikke nok til at holde sammen på galaksehoben der skal mindst fem gange mere stof til. Det tilsyneladende tomme rum mellem galakserne er altså fyldt af usynligt, mørkt stof. Eller med andre ord ser mørkt stof ud til at fungere som det kosmiske klister, der binder stjernerne sammen i galakser og galakser sammen i galaksehobe. Uden mørkt stof ville den synlige del af Universet tage sig anderledes ud. Gennem de sidste godt 10 år er mange galakser og galaksehobe blevet vejet med forskellige metoder, og konklusionen er klar: Både galakser og galaksehobe består først og fremmes af mørkt stof. Et af de helt store spørgsmål i astrofysik i dag er derfor, hvad det mørke stof er. I princippet kan det være hvad som helst, der ikke lyser noget videre men har en masse og derved en tyngdekraft. Det kunne være et utal af Fig. 2. Sammensat kollage af vekselvirkende galakser. Galakserne tiltrækker hinanden, hvilket ind i mellem resulterer i at de passer igennem hinanden eller meget nær hinanden. En sådan galakse kollision ændre udsende af de deltagende galakserne. Copyright: NASA/ESA. svage stjerner, som lyser for lidt til umiddelbart at kunne ses fra Jorden eller mængder af sorte huller eller planeter. Men den mulighed er efterhånden udelukket, da vi i så fald burde have observeret nogle af de svage stjerner, planeter og sorte huller, som skulle være der, da der skal være temmelig mange for at udgøre så meget masse. Selvom sorte huller ikke lyser, vil vi forvente at observere dem, når de vekselvirker med deres omgivelser i forbindelse med, at en stjerne eller en gas- og støvsky kommer så tæt på, at den bliver 9 slugt af det sorte hul. Der er 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. Ud over at mørkt stof kan bestå af eksotisk ikkebaryon-stof, er der også den mulighed, at der er noget fundamentalt galt med hele vores forståelse af, hvad tyngdekraft er, og hvordan den virker.

4 En nærliggende tanke er nemlig, at hele konceptet med at veje galakser og galaksehobe, som bygger på, at vi kan beregne størrelsen af tyngdekraften af galakser og galaksehobe, er forkert. Det kan jo meget vel tænkes, at formlen for tyngdekraften ser anderledes ud på store afstande end på små afstande. Det vil få det til at se ud, som om der mangler stof, når vi måler på meget store objekter som galakser og galaksehobe. Dette ville dog gribe ind i hele vores definition af, at der gælder samme fysiklove i hele Universet. På Jorden har vi eftervist Newtons tyngdelov mange gange, så vi kender tyngdekraften meget præcist på små afstande (efter astronomisk målestok). Vi benytter den viden, hver gang vi sender en satellit i kredsløb om Jorden eller en sonde til Mars. Forskellige typer af det ikke-baryon mørke stof vil fordele sig på forskellig måde i galakser og galaksehobe, afhængigt af hvilken eksotisk 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. Hvis derimod mørkt stof skyldes at tyngdekraften skal beskrives på en anden måde end vi pt. gør, så vil en sådan tyngdekraft resultere i at fordelingen af den samlede mængde stof vil være præcis den samme som fordelingen af normalt, lysende stof. Hvordan galakserne hænger sammen, kan vi altså endnu ikke svare præcist på, men lige nu ser det ud til, at løsningen på, hvad det kosmiske klister er, skal findes i en symbiose mellem studier af det allermindste, elementarpartiklerne, og det allerstørste, hele Universet. Fig. 4. Fire forskellige modeller for universet dannelse, udvikling og fremtid. Tiden er illustreret ved, at den røde linje er nutiden. Det under den røde linje er fortiden, og det over den røde linje er fremtiden. Big Bang er repræsenteret som begyndelsen for de forskellige universer en gang i fortiden. Længst til vestre er en illustration af hvordan et univers vil udvikle sig, hvis der lige akkurat er masse nok til at udvidelsen fra Big Bang kan bremses op og vendes til en sammentrækning. Dette ville resulterer i et fremtidigt Big Crunch. Model nummer to fra venstre repræsentere et univers der lige præcis indeholder den mængde masse, der skal til for bremse universets udvidelse så at universet ender med en hvis given størrelse. Model nummer tre fra venstre viser et univers, hvor mængden af masse i universet er for lille til at bremse udvidelsen, således at universet bliver ved med at ekspanderer. Modellen helt til højre er den som pt. passer bedst med vores observationer af fjerne galakser og supernovaer. Disse observationer indikerer, at universet ikke bare udvider sig men rent faktisk accelerer hurtigere og hurtigere som tiden går. Det vides endnu ikke, hvad der forårsager accelerationen, men den energi, som skal til, kalder vi mørk energi. Universe_fate.jpg. Mørk energi accelererende udvidelse En af de mest opsigtsvækkende opdagelser inden for astronomien er, at Universet udvider sig. Det var den amerikanske astronom Edwin P. Hubble, der i 1920 erne fandt ud af, at fjerne galakser bevæger sig væk fra os. Dette skyldes ikke, at vi befinder os et særligt sted i Universet. En observatør i en hvilken som helst anden galakse vil også se alle andre galakser fjerne sig. Eftersom alle galakser bevæger sig væk fra hinanden, må de engang have været meget tættere på hinanden. Dette resultat førte til ideen om et Big Bang, hvor Universet, og alt hvad det indeholder, blev skabt på et splitse- kund. Der er i dag mange tegn på, at Universet blev til for omkring 13,7 milliarder år siden, og at det lige efter Big Bang var meget mindre, meget tættere og meget varmere end i dag. Da Hubble offentliggjorde sine resultater i 1929, var erkendelsen af Universets udvidelse langtfra indlysende. Opfattelsen af Universet var, at det var i hvile og ikke ændrede sig Universet var som det altid havde været og formentlig altid ville være. Denne teori kaldes Steady State-teorien og var dengang i fuld overensstemmelse med datidens observationer og viden. Men med Hubbles observationer viste det sig, at Universets udvidelse passede godt ind i 10

5 de teoretiske modeller af Universet, som kunne skabes ud fra Albert Einsteins almene relativitetsteori fra omkring For at kunne måle hvor meget universet udvider sig helt ud til store afstande, er det nødvendigt med meget kraftige lyskilder. Vi benytter derfor supernovaer til at måle afstande med, fordi supernovaer er kraftige og lader til at være gode standardlyskilder. En supernova er en kortvarig kraftig lyskilde. Efter nogle ugers opblussen bliver supernovaen usynlig. Det gælder derfor om at observere standard-lys-kilden i en fart! Store ressourcer er nødvendige for at opnå et godt resultat. De største kikkerter i verden bliver 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. Måling af en supernovas lysstyrke og dermed dens afstand samt den hastighed med hvilken den bevæger sig væk fra os anvendes 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 havde forventet. Universets udvidelse går hurtigere og hurtigere. Det betyder, at Universets ikke blot udvider sig men ligefrem accelererer! Målingerne af universet acceleration blev offentliggjort i 1998 og tog den astronomiske verden med storm. Ingen havde forventet noget sådant. Universets accelererende udvidelse peger på, at der findes en slags antityngdekraft, som i mangel af et bedre navn kaldes for mørk energi. Einsteins kosmologiske konstant er én model for den mørke energi, men det kan også være, at svaret skal findes et helt andet sted. At forstå hvad den mørke energi virkelig er, ligger nu allerøverst på ønskesedlen hos alverdens astronomer og fysikere. Hvordan ser Universets fremtid da ud? Det kan vi 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, da udvidelsen gør, at stoffet tyndes ud. I et sådant scenario bliver Universets udvidelse ved med at accelerere. Galakser farer længere og længere væk fra 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 11 helt ubetydelig i Universets barndom. I det tidlige Univers var det normale stof meget tættere, og dette gjorde, at tyngdekraften fra dette stof dominerede over den mørke energis antityngdekraft. I dag ved vi meget mere om Universet end for bare 10 år siden. Vi har et billede, der stemmer overens med flere uafhængige observationer af Universet. På den anden side er der mange ubesvarede spørgsmål. Dagens Univers består af 70 % mørk energi og vi har ingen anelse om, hvad det egentlig er. Et bud er, at der er tale om vakuumenergi, altså energi, som er til stede i det tilsyneladende tomme rum. Ifølge Einsteins ligning E = mc 2 har denne vakuumenergi masse. Det betyder, at vakuumenergien har en gravitationsvirkning på Universets udvidelse. Men bemærkelsesværdigt nok er vakuumenergiens virkning den omvendte af stofs. Stof forårsager, at udvidelsen går langsommere og kan med tiden standse eller vende den, mens vakuumenergien altså skulle få udvidelsen til at accelerere. Så meget tyder på, at det tomme rum ikke er helt tomt, men at det indeholder en smule energi. Og da Universet udvider sig, og mængden af tomt rum herved bliver større og større, bliver der mere og mere af denne energi.