Universets utvikling

I en samtale med Werner Heisenberg i 1925 sa Einstein: ”Det er teorien som forteller hva vi observerer”. Når det gjelder å forstå astronomiske observasjoner, trenger vi teori. Moderne kosmologi startet med et teoretisk arbeid som slett ikke var korrekt. Likevel har det inspirert de neste tre generasjonene av folk som har ønsket å forstå universet.

Den relativistiske kosmologien oppstår

Den første universmodellen laget ved hjelp av Einsteins generelle relativitetsteori - teorien for tid, rom og gravitasjon - ble konstruert av Albert Einstein i 1917. På denne tiden mente nesten alle at «fiksstjernene» sto fast i rommet. Himmelrommet var vinduet mot et uforanderlig univers. Derfor laget Einstein en statisk universmodell, dvs. en modell der rommets egenskaper og avstanden mellom stjernene er uforandret i tiden. Ifølge Einsteins teori er rommet krumt. Lik overflaten på en kule har Einsteins statiske universmodell endelig utstrekning, men ingen grenser. Ikke nok med det: Einsteins teori tillater til og med at gravitasjon ikke alltid er tiltrekkende.

Relativistisk gravitasjon – krumt rom I relativitetsteorien regnes ikke gravitasjon som en kraft. Einstein ga oss en geometrisk beskrivelse av gravitasjon. Massive legemer krummer rommet omkring seg slik at legemer som beveger seg fritt, kan fanges i det krumme rommet nær det massive legemet. Det er dette som skjer i solsystemet. Ifølge Einsteins teori beveger planetene seg fritt rundt sola. Men den Newtonske oppfatning er at sola virker på planetene med en gravitasjonskraft. Det virker en tiltrekningskraft mellom sola og planetene som hindrer planetene i å bevege seg i rett linje ut av solsystemet. Sammenhengen mellom Einsteins geometriske oppfatning av gravitasjon og den Newtonske oppfatning basert på begrepet kraft, er antydet i figur 1.

Figur 1. Rettest mulige baner i et plan, på en kuleflate og på en sadelflate. Figur 1. Rettest mulige baner i et plan, på en kuleflate og på en sadelflate. Vi ser sporene etter to maur som kryper i så rette baner som mulig i henholdsvis et plan, på en kuleflate med positiv krumning, og på en sadelflate som har negativ krumning. I alle tre tilfellene starter maurene med å krype i samme retning. Banene er med andre ord parallelle ved startposisjonen. På flaten med positiv krumning bøyes banene mot hverandre, mens de bøyes fra hverandre på flaten med negativ krumning. Dette kan også oppfattes slik at maurene på kuleflaten tiltrekker hverandre, mens maurene på sadelflaten frastøter hverandre. I motsetning til Newtons gravitasjonsteori tillater Einsteins teori frastøtende gravitasjon.

 

Vakuumgravitasjon

Ifølge kvanteteorien er det ikke mulig å tømme et område helt for energi. Det vil alltid være en vakuumenergi tilstede, som vi ikke kan fjerne. Relativitetsteorien sier at vakuumenergien har masse. Den vil derfor ha en gravitasjonsvirkning.

På slutten av 1800-tallet kalte forskerne vakuumet for «eter». De tenkte seg at eteren var mediet lysbølger beveger seg gjennom. Einstein fastslo at elektromagnetiske bølger kunne bre seg gjennom det tomme rom. Noen eter var ikke nødvendig. I dag mener fysikerne at eteren ikke eksisterer, men at det er vakuumenergi i rommet. All erfaring tyder på at det ikke er mulig å måle fart i forhold til vakuumenergi. Når dette resultatet settes inn i relativitetsteorien, finner vi at vakuum forårsaker frastøtende gravitasjon!

 

Universets ekspansjon

Et kosmisk observasjonsprogram ble påbegynt omkring 1910 og foregår fortsatt for fullt. Det dreier seg om å finne ut hvordan fjerne galakser beveger seg i forhold til Melkeveien. Dette blir undersøkt ved å måle hvordan bølgelengden til lyset øker på vei mot oss. Siden rødt lys har lengre bølgelengde enn blått, ble dette kalt «den kosmiske rødforskyvningen». Jo større økningen i bølgelengde er, desto raskere beveger lyskilden seg bort fra oss. I 1929 annonserte Hubble at farten til et objekt som ikke er for nær oss, er proporsjonal med dets avstand (Figur 2). Den kosmiske rødforskyvningen tolkes ifølge den generelle relativitetsteorien som en ekspansjonseffekt. Lysbølgene strekkes, fordi rommet utvider seg mens lyset er på vei fra kilde til mottaker.

  Figur 2. Resultatet av målinger utført av Hubble romteleskopets nøkkelprosjektgruppe for å bestemme verdien av Hubbleparameteren med en usikkerhet på under 10 %. De blå rutene representerer observasjoner. Den røde linjen svarer til den beste kurven i
forhold til observasjonene. At kurven er en rett linje gjennom origo betyr at farten, v, til en galakse vekk fra oss er proporsjonal med dens avstand, v = Hod. Dette er Hubble’s lov. Den beste verdien for Hubbleparameteren er Ho = 20 km/s per millioner lysår, som
betyr at ekspansjonsfarten blir 20 km/s større for hver million lysår avstanden d økes med. Figur 2. Resultatet av målinger utført av Hubble romteleskopets nøkkelprosjektgruppe for å bestemme verdien av Hubbleparameteren med en usikkerhet på under 10 %. De blå rutene representerer observasjoner. Den røde linjen svarer til den beste kurven i forhold til observasjonene. At kurven er en rett linje gjennom origo betyr at farten, v, til en galakse vekk fra oss er proporsjonal med dens avstand, v = Hod. Dette er Hubble’s lov. Den beste verdien for Hubbleparameteren er Ho = 20 km/s per millioner lysår, som betyr at ekspansjonsfarten blir 20 km/s større for hver million lysår avstanden d økes med.

Akselerert kosmisk ekspansjon

Når forskere ser utover i universet, ser de bakover i tid. Vi ser et objekt slik det var da det sendte ut det lyset vi mottar. Vi ser sola slik den var for åtte minutter siden, sentrum av Melkeveien for 25 tusen år siden og fjerne galakser for milliarder av år siden.

Ved å observere rødforskyvningen til lyset fra en supernova, kan forskere bestemme universets ekspansjonsfart da den sendte ut det mottatte lyset. Når slike målinger gjøres for supernovaer med ulike avstander fra jorda, får vi rede på hvor raskt universet ekspanderte ved forskjellige tidspunkter. Astronomene ventet at ekspansjonsfarten ble bremset ned på grunn av tiltrekkende gravitasjon. Men det omvendte ble observert. Universets ekspansjon øker farten!

De var bare én måte å forklare dette på: frastøtende gravitasjon. Og det er bare én kandidat til et medium som kan forårsake frastøtende gravitasjon: vakuumenergi. Konklusjonen ble at universet må være fullt av vakuumenergi. Observasjonene passer best med en universmodell som har 30 % materie og 70 % vakuumenergi. Dette er en universmodell der vakuumenergiens frastøtende gravitasjon forårsaker akselerert ekspansjon.

Bildet vi står igjen med av universets ekspansjonshistorie er vist i figur 3. Figuren illustrerer at for omtrent 7 milliarder år siden skjedde det en overgang fra nedbremsing av den kosmiske ekspansjonen til at universet begynte å øke farten.

Figur 3. Illustrasjon av ekspanderende univers som begynte å øke farten for omtrent 7 milliarder år siden. Romlig utstrekning er vannrett på fi guren, og tiden er oppover. Jo mer vannrett pilene peker desto raskere ekspanderer universet. Figur 3. Illustrasjon av ekspanderende univers som begynte å øke farten for omtrent 7 milliarder år siden. Romlig utstrekning er vannrett på fi guren, og tiden er oppover. Jo mer vannrett pilene peker desto raskere ekspanderer universet.

En slik utvikling kan forklares hvis vi aksepterer eksistensen av vakuumenergi. For det følger fra likningene i relativitetsteorien at mens materiens tetthet avtar under den kosmiske ekspansjonen, så holder vakuumenergiens tetthet seg konstant. Merkelig er det – for det betyr jo at det blir mer og mer vakuumenergi etter hvert som universet utvider seg. Men teoriens tale er klar. Det skapes ny vakuumenergi under universets ekspansjon. Dette gjør at selv om det i starten er mye høyere tetthet av materie og stråling enn av vakuumenergi, så vil før eller senere tettheten av vakuumenergien bli størst.

Observasjoner og beregninger tyder på at tettheten av vakuumenergien ble større enn materiens tetthet for omtrent sju milliarder år siden. Nå er det vakuumenergiens frastøtende gravitasjon som styrer den kosmiske ekspansjonen, og ekspansjonsfarten øker.

 

Hva består universet av?

Mengden av ulike typer materie er bestemt ut fra en rekke for- skjellige målinger. Astronomene har observert synlig materie, undersøkt mengden av de letteste grunnstoffene som ble dannet like etter Big Bang, studert rotasjonsbevegelsen til galakser og galaksenes bevegelser i galaksehopene, studert supernovaer og målt temperaturvariasjoner i den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Resultatene er sammenfattet i figur 4.

Figur 4. Relativ tetthet av ulike typer kosmisk materie og energi. Figur 4. Relativ tetthet av ulike typer kosmisk materie og energi.

I de første femti tusen årene av universets historie besto mesteparten av universets energi av den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Men tettheten av strålingen avtok raskere enn materiens tetthet, og nå bidrar strålingen bare med 0,005 % av all energien i universet. Dette er omtrent det samme som bidraget på 0,003 % fra grunnstoffene tyngre enn hydrogen. Hvis man summerer opp massen til alle stjernene og regner ut den tilsvarende energien fra E = mc2, blir resultatet at stjernene nå bidrar med 100 ganger så mye energi som bakgrunnsstrålingen. Men dette utgjør likevel bare 0,5 %, dvs. en tohundredel av universets energi.

I året 2000 ble det oppdaget at nøytrinoene har masse. Antallet nøytrinoer skapt rett etter Big Bang da de letteste atomkjernene ble dannet, var enormt. Det er over 100 nøytrinoer i hver kubikkcentimeter av universet. Men massen til nøytrinoene er svært liten, mindre enn en hundretusendel av elektronets masse. Beregninger tyder på at nøytrinoene bidrar med omtrent like mye som stjernene til universets energi, 0,5 % av totalenergien. Den samlete massen av alle protonene og nøytronene, dvs. baryonene, i universet utgjør omtrent 4 % av universets energi, og kalles baryonisk materie. Størsteparten av denne materien eksisterer i form av intergalaktiske gasser som består av hydrogen og helium.

Bevegelsene til stjerner i roterende galakser og til galaksene i galaksehoper viser at det eksisterer sterkere gravitasjonsfelter enn den baryoniske materien kan lage. Det må omtrent 6 ganger så stor masse til for å lage de gravitasjonsfeltene som trengs for at ikke galaksene og galaksehopene skal løse seg opp. Denne materien består ikke av protoner og nøytroner og kalles derfor ikke-baryonisk. Omtrent 25 % av universets energi utgjøres av denne mørke, ikke-baryoniske materien. Hva den består av er det ingen som vet. Resten av all energien i universet, omtrent 70 %, består av en eller annen form for vakuumenergi.

Den ikke-baryoniske materien og vakuumenergien kalles mørk materie, fordi disse formene for materie og energi ikke sender ut lys, men bare avslører sin eksistens gjennom sin gravitasjonsvirkning. Den mørke materien holder galaksene og galaksehopene sammen, mens den mørke energien får universets ekspansjonsfart til å øke. Hva slags energi den mørke energien er – det er et stort mysterium.

Et kosmisk osean av ukjent energi har åpenbart seg for oss. Den synlige materien som har samlet seg til skinnende stjerner er bare toppen av ”isfjellet”. Vi vet ikke hva universet består av. Aldri før har vi visst at det er så mye vi ikke vet!

Er bakgrunnsstoff for