Læsning af skabelsens
blåtryk
De seneste kort over kosmos har kortlagt
hundredetusinder af galakser, hvis ophobning er vokset frem fra oprindelige
svingninger
Michael A. Strauss*
Opmærksomhed på store strukturer
Fremtiden for studier af struktur på stor skala
|
Oversigt:
Kosmisk struktur |
|
Så sent som i 1970'erne var kosmologi, studiet af universet som helhed, et felt, der var fyldt med mange spekulationer men få hårde kendsgerninger. Nye observationer og teoretisk arbejde i løbet af de sidste to årtier har ændret det dramatisk. Kosmologi er blevet en streng, kvantitativ gren af astrofysikken med et stærkt teoretisk grundlag bakket op af rigelige data. Big bang modellen, som erklærer, at for næsten 14 milliarder år siden begyndte universet at ekspandere fra en tilstand med ekstremt høj tæthed og temperatur, er i stand til at forklare galaksebevægelser, den rigelige brint og helium og egenskaberne ved den kosmiske mikrobølge baggrund (CMB), som er den resterende varme fra den ekspanderende og afkølende gas.
Kosmologer kan nu gå til det næste niveau og hævde en forståelse af dannelsen af strukturer i universet. Målinger af fordelingen af galakser på stor skala, som kortlagt af kortlægningsprojekter som det igangværende Sloan Digital Sky Survey (SDSS), er i smuk overensstemmelse med teoretiske forudsigelser. Vi har nu en sammenhængende model, der følger væksten af fine tæthedssvingninger, som blev lagt ned i det tidlige univers, til nattehimlens nuværende rigdom.
Universet omkring os udviser struktur på alle skalaer. Stjerner er ikke spredt ensartet gennem rummet; de er grupperet i galakser. Vor sol er en af adskillige hundrede milliarder stjerner i Mælkevejsgalaksen, en yderst udfladet skive, som er 100.000 lysår på tværs. Derefter er Mælkevejen en af snesevis af milliarder galakser i det observerbare univers. Vor nærmeste galaktiske nabo er omkring to millioner lysår væk. Men galakser er ikke tilfældigt strøet som rosiner i en bolle. Mellem 5 og 10 procent er grupperet i hobe, der indeholder op til 1.000 galakser i et rumfang, som er nogle få millioner lysår i tværsnit.
De fleste astronomer plejede at tro, at galaksehobe var de største sammenhængende strukturer, der fandtes. Hvor stjernerne tilhører galakser og mange galakser tilhører hobe, syntes hobene ikke at være klumpet sammen til større legemer. Dette billede passer nydeligt med teoretikernes forståelse af big bang. Da Einstein først anvendte sin almene relativitetsteori på universet, gjorde han en dramatisk, forenklende antagelse: universet var gennemsnitligt homogent (det havde ingen store klumper) og isotropt ( det så ens ud i alle retninger ). Han kaldte denne antagelse for det kosmologiske princip og det ligger til grund for alle moderne videnskabelige modeller af universet.
Opmærksomhed på store strukturer
Afprøvning, af om princippet
gælder hinsides galaksehobe, kræver nogen opfattelse af dybde. Når man retter
et teleskop mod nattehimlen, afslører okularet stjerner, planeter og galakser.
Men uden yderligere information ville man ikke vide, hvilke objekter der er små
og nærved eller store og langt væk. Heldigvis kan teleskopet skaffe den information. For galakser er nøglen, at vi lever i et
ekspanderende univers. Galakser viger tilbage fra hinanden og jo mere fjern en
galakse er, jo hurtigere bevæger den sig væk fra os. Denne bevægelse
manifesterer sig som en rødforskydning i galaksens spektrum. Energien af dens
fotoner daler ( skifter i bølgelængde fra blå til rød ) med en mængde, der
afhænger af dens afstand. Når de har fastslået dette forhold for objekter med
kendt afstand, bruger forskerne det til at studere galakser med ukendt afstand.
De får fat i deres spektre, bestemmer deres rødforskydning og udleder hvor
langt væk de er.
Sidst i 1970'erne gjorde fremskridt i
teleskop- og detektorteknologi det muligt at udføre omfattende undersøgelser af
galaksers rødforskydning for at skabe tredimensionale kort over det lokale
kosmos. I gymnasiet læste jeg en artikel i Scientific American af Stephen A.
Gregory og Laird A. Thompson ["Superclusters and Voids in the Distribution
of Galaxies," marts 1982], der viste detaljer af nogle af disse første 3-D
kort. Forfatterne beskrev antydninger af, at Einstein's kosmologiske princip
kunne være forkert: opdagelsen af sammenhængende strukturer der var meget
større end enkelte hobe og store tomrum, snesevis millioner af lysår i
tværsnit. Jeg blev fascineret. Denne øvelse i kosmografi, i opdagelsen af helt
nye strukturer i universet, slog mig som en af de mest spændende ting, der
skete i videnskaben og det førte mig til min nuværende karriere.
I 1986 udgav Valérie de Lapparent, Margaret
J. Geller og John P. Huchra fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
(CfA) et kort over fordelingen af 1.100 galakser ud af, hvad der med tiden
ville blive til en undersøgelse, der indeholdt 18.000 galakser. Denne
undersøgelse bekræftede rigdommen og allestedsnærværelsen af store strukturer.
Den afslørede et umiskendeligt skummende udseende af galaksefordelingen;
galakserne var placeret langs tråde og efterlod enorme tomrum. Blandt kortets
mest bemærkelsesværdige egenskaber var en struktur kaldet Great Wall, som
strakte sig 700 millioner lysår fra den ene rand af det undersøgte område til
den anden. Da kortet ikke afslørede dens slutning, var væggens fulde
udstrækning ukendt.
Tilstedeværelsen af Great Wall og
usikkerheden om dens udstækning forøgede mistanken om, at det kosmologiske
princip, og derfor vort grundlæggende teoretiske fundament for det
ekspanderende univers, kunne være ukorrekt. Tog Einstein fejl? Var universet
ikke gennemsnitligt homogent? Det var klart, at vi behøvede at undersøge større
rumfang for at finde ud af det.
Big bang paradigmet siger, at den
struktur, vi ser i galaksefordelingen idag voksede frem fra variationer, der
var tilstede i det næsten perfekt jævne tidlige univers. Disse
begyndelsessvingninger var fine; tætheden varierede typisk fra et område til et
andet med kun en del ud af 100.000 som målt i den kosmiske mikrobølge baggrunds
temperatur [se "Den kosmiske symfoni," af
Wayne Hu og Martin White]. Hvis et område af rummet havde en tæthed, der var
højere end middel, havde det et større gravitationstræk og derfor blev stof i
dets nærhed trukket ind i det. På samme måde mistede et område, der var lidt
mindre tæt end middel, masse med tiden. Gennem denne proces med gravitationel
ustabilitet blev de tættere områder med tiden til de enorme galaktiske
superhobe, vi ser idag; de mindre tætte områder blev til de uhyre tomrum.
Omkring det tidspunkt, hvor de
tidlige opmålinger af rødforskydninger var fuldført, erkendte astronomerne, at
der var en krølle på historien: de stjerner og den gas, vi ser i galakserne,
udgør kun en lille brøkdel (omkring 2 procent) af den totale mængde stof i
universet. Resten af stoffet afsløres indirekte gennem dets
gravitationsvirkninger. Astronomerne foreslog forskellige modeller til at
beskrive dette mørke stof. De faldt i to brede katagorier, kolde og varme, og
forskellen er afgørende for udviklingen af struktur.
Hvordan man opmåler kosmos
i fire ikke-så-lette trin
|
Sloan Digital
Sky Survey, den mest avancerede af den nuværende generation astronomiske
opmålinger, sammensætter et atlas over det kvarte af himlen. Det vil tage fem
år ved brug af et dedikeret 2,5 meter teleskop på toppen af Apache Point i
New Mexico. |
||
|
||
|
Kosmiske kort
|
Disse
kileformede figurer viser fordelingen af galakser (prikker) i to rumfang af rum. Den tredje dimension, som dækker en
vinkel på adskillige grader, er blevet fladet ud. Figurerne afslører to
dramatiske ”Great Walls”, der hver indeholder tusindvis af galakser såvel som
tråde og tomrum på alle skalaer. |
|
|
Overordnet fordeling af
kosmisk struktur
|
Kortene, der er
produceret af galakseopmålingerne, kan koges ned til et kraftspektrum, der viser
de små tæthedsvariationer (lodret akse)
fra en position til en anden i områder af forskellige størrelser (vandret akse). Andre data – kosmisk
mikrobølgebaggrund, gravitationslinsning, galaksehob opmålinger,
brintgasskyer – kan plottes på samme måde. De følger den samme universale
kurve (optrukken linie). De
relative svingninger nærmer sig nul, hvilket dokumenterer Einsteins
kosmologiske princip. Pilene repræsenterer de øvre grænser. |
|
I koldt
mørkt stof scenariet, som blev foreslået af P. James E. Peebles fra Princeton
University og andre, var de første strukturer, der dannedes, relativt små
objekter som galakser og dele af galakser. I tidens løb bragte gravitationen
dem sammen i større og større strukturer. I denne model dannedes Great Wall for
relativt nylig. I varmt mørkt stof scenariet, som blev fremsat af Yakov B.
Zel'dovich og hans kolleger på Moscow State University, bevægede det mørke stof
sig tilstrækkelig hurtigt i det tidlige univers til at udglatte enhver
sammenhobning på små skalaer. De første ting, der dannedes, var store flader og
tråde, der var hundreder af millioner lysår i udstrækning, som først senere gik
i stykker og dannede galakser. Med andre ord er Great Wall gammel.
Derfor ville den næste generation
opmålinger ikke blot afprøve Einsteins kosmologiske princip og identificere de
største strukturer i universet; den ville også undersøge det mørke stofs natur.
En sådan opmåling blev gennemført fra 1988 til 1994 af Stephen A. Shectman fra
Carnegie Institution of Washington og hans medarbejdere ved brug af Las
Campanas 2,5 meter teleskop i Chile [se "Mapping the Universe," af
Stephen D. Landy; Scientific American, juni 1999]. Opmålingen indeholdt 26.418
galakse rødforskydninger og dækkede et mærkbart større rumfang end den
oprindelige CfA opmåling. Som medlem af holdet, Robert P. Kirshner fra CfA,
udtrykte det, fandt Las Campanas opmålingen "slutningen på det
mægtige." Den afslørede en lignende galaksefordeling som CfA opmålingen,
men så ingen strukturer, der var meget større end Great Wall. Einsteins
kosmologiske princip syntes at gælde: kosmos er homogent og isotropt over uhyre
afstande.
Las Campanas opmålingen var imidlertid
alligevel ikke stor nok til at være definitiv. Den sagde intet om, hvad der
skete i områder af rummet, der var en til to milliarder lysår i tværsnit. Det
er på disse største skalaer, at hobdannelse er lettest at tolke teoretisk, men
sværest at måle gennem observationer. Variationerne i antal galakser i et
sådant rumfang er fine og det er nemt at indføre fejl i prøven;
udvælgelsesproceduren kunne måske indføre kunstgreb, der kunne give sig ud for
hobdannelse.
Astronomer vælger, for eksempel, typisk
alle galakser, der er større end en vis værdi, til at indgå i en given opmåling
af rødforskydning. Hvis de overvurderer galaksers lysstyrke på en del af
himlen, vil prøven have for mange galakser i det område og give en forkert
måling af ophobning. Derfor skal en definitiv opmåling af rødforskydninger ikke
blot dække et enormt rumfang, den skal være fortræffeligt kalibreret.
Sidst i 1980'erne begyndte James
E. Gunn fra Princeton, Richard G. Kron og Donald G. York fra University of
Chicago og andre et samarbejde for at løse opgaven rigtigt. Dvs. de søgte at måle
fordelingen af galakser i det største rumfang til dato med omhyggelig kontrol
af kalibreringen. Omkring et årti senere startede Sloan Digital Sky Survey, et
80 millioner dollars, 200 astronomers samarbejde. SDSS kendetegnes ved et
teleskop, konstrueret til formålet, der har et 2,5 meter bredt primært spejl.
Teleskopet fungerer i to tilstande. På de mest oprindelige nætter bruger det et
kamera med bredt synsfelt til at tage omhyggeligt kalibrerede billeder af
nattehimlen i fem brede bølgeområder. Kameraet bruger CCD'er, yderst følsomme
elektroniske detektorer, hvis følsomhed kan justeres med en nøjagtighed på 1
procent.
På nætter med måneskin eller let skydække
bruger teleskopet istedet et par spektrografer til at indfange spektre, og
derfor rødforskydninger, af 608 objekter på en gang. Til referencebrug tager
apparatet også spektre af 32 tomme pletter af himlen. Ulig traditionelle
teleskoper, for hvilke natten er opdelt i mange videnskabelige programmer, er
dette teleskop udelukkende helliget opmålingen, hver nat i fem år. Projektet
nærmer sig nu halvvejen til sit mål om at måle en million galakse- og
kvasarrødforskydninger. Som en midtvejsrapport fuldførte mine kolleger og jeg
fornylig en analyse af de første 200.000 galakser med rødforskydninger.
I en parallel indsats byggede et hold
australske og britiske astronomer en spektrograf til 3,9 meter Anglo-Australian
Telescope, som kunne måle spektre af 400 objekter ad gangen over et synsfelt på
to grader (det fik således navnet "Two Degree Field," eller 2dF). 2dF
holdet arbejdede ud fra galaksekataloger uddraget fra omhyggeligt kalibrerede
og elektronisk scannede fotografiske atlas, der allerede var til rådighed.
Opmålingen, som nu er fuldført, målte rødforskydningen for 221.414 galakser
over en periode på fem år.
Vore opmålinger beskriver fordelingen af
galakser. De ser ikke mørkt stof, som udgør størstedelen af universets masse.
Forskerne har ingen grund til at antage, at fordelingen af galakser er den
samme som fordelingen af mørkt stof. For eksempel kunne galakser tendere til
kun at dannes i områder, der indeholder en tæthed over middel af mørkt stof -
et scenarie astronomer henviser til som bias (forskydning, o.a.).
Ved at analysere tidligere generationer
opmålinger af rødforskydning har mine kolleger og jeg vist, at fordelingerne af
galakser og mørkt stof var nært forbundet, men vi kunne ikke skelne mellem
enkle modeller for bias og tilfældet uden bias. På det seneste brugte Licia
Verde fra University of Pennsylvania og hendes kolleger 2dF galakse rødforskydning
opmålingen til at måle galaksetrio'er. Det viser sig, at antallet af disse
trioer afhænger af den totale masse, inkluderende mørkt stof. Forskerne fandt,
at galaksefordelingen i det væsentlige er uden bias: galaksernes tæthedsfelt er
den samme som det mørke stofs, hvilket betyder, at galakseopmålingerne
nøjagtigt afspejler stoffets overordnede arrangement i kosmos.
Med denne advarsel kan
kosmologerne tolke galaksekortene. Blandt de mest nyttige statistiske værktøjer
til beskrivelse af ophobningen af galakser er kraftspektret. Forestil dig at
anbringe en serie kugler med en given radius (f.eks. 40 millioner lysår)
tilfældigt i universet og tælle antallet af galakser i hver eneste. Da
galakserne er hobet op, vil det tal variere betydeligt fra en kugle til den
næste. Variationen i antal galakser er et mål for klumpetheden af
galaksefordelingen på en skala, i dette tilfælde 40 millioner lysår.
Kosmologerne gentager øvelsen med kugler af varierende radius for at måle denne
klumpethed på forskellige skalaer.
En analogi ville være at udtrykke en
kompleks lyd ved hjælp af bidragene fra lydbølger med forskellige bølgelængder.
En grafisk equalizer på et hjemmelydsystem kan udføre denne funktion: den
viser, hvor kraftige de dybe bas toner (af meget lang bølgelængde) er, hvor
kraftig diskanten (af kortere bølgelængde) er, og så videre. I en live koncert
kan en person med et musikalsk trænet øre let skelne piccolo'en fra basunen.
Kosmologer gør det samme med fordelingen af galakser. Den relative mængde
struktur på store og små skalaer er en kraftig kosmologisk sonde.
Kraftspektret er blevet målt af både 2dF
og Sloan holdene, med overensstemmende resultater. Den første ting at bemærke
er, at svingningerne er svagere, når man går til større skalaer. Svage
svingninger betyder, at galaksefordelingen er meget tæt på homogen, nøjagtigt
som Einsteins kosmologiske princip kræver.
Bygning
af et univers
|
For at forbinde sammenklumpningen af stof idag ( afsløret af
Sloan og andre kortlægningsprojekter) med klumpningen af stof i det tidlige
univers ( afsløret af observationer af den kosmiske mikrobølge
baggrundsstråling, eller CMB) kører kosmologerne computersimuleringer. Hvert
billede er et lynskud på et tidspunkt efter igangsættelsen af big bang ekspansionen.
Fordi universet ekspanderer er rammerne ikke i skala: den første er omkring
fem millioner lysår tværs over, den sidste omkring 140 millioner lysår tværs
over. Prikkerne repræsenterer stof. Simuleringen blev udført på National
Center for Supercomputer Applications
( hele filmen findes på http://cosmicweb.uchicago.edu/sims.html
) |
||
|
||
|
For det
andet følger kraftspektret, når det plottes på en logaritmisk skala, ikke en
ret linie. Afvigelsen fra en ret linie er bekræftelse på, at universets dynamik
har ændret sig med tiden. Fra andre observationer har astronomerne konkluderet,
at universets energitæthed domineres af stof og en mystisk komponent kaldet
mørk energi. Fotoner, hvis energi er blevet tappet af den kosmiske ekspansion,
er ubetydelige. Når man imidlertid ekstrapolerer baglæns i tid, dominerede
fotonerne, da universet var mindre end 75.000 år gammelt. Da fotonerne
herskede, fik gravitationen ikke svingningerne til at vokse med tiden på samme måde,
som de gør idag. Det fik så kraftspektret til at opføre sig anderledes på de
største skalaer (mere end omkring 1,2 milliarder lysår).
Denne afvigelses eksakte skala giver et mål
for den totale tæthed af stof i universet og resultatet - groft 2,5 x 10-27
kilogram pr. kubikmeter rum - stemmer overens med værdien fra andre målinger.
Endelig antyder kombinationen af disse resultater stærkt, at alt det mørke stof
er af den kolde type. Varmt mørkt stof ville udglatte svingningerne i
galaksefordelingen på mindre skalaer og det ses ikke.
De svingninger, vi observerede i
galaksefordelingen på store skalaer, burde simpelthen være en forstærket
version af dem fra det tidlige univers. Disse tidlige svingninger er direkte
synlige i CMB, så vi kan direkte sammenligne CMB og galakse kraftspektre.
Overraskende nok får vi overensstemmende svar fra disse to indfaldsvinkler. På
skalaer, der nærmer sig en milliard lysår, svinger galaksetætheden med omkring
en del af 10. CMB afslører svingninger på en del af 100.000, som, når det
ekstrapoleres til nutiden, er i smuk overensstemmelse. Dette giver os tillid
til, at vort kosmologiske billede - big bang, gravitationel ustabilitet og det
hele - faktisk er korrekt.
Fremtiden for studier af struktur på
stor skala
Hoveddelen af SDSS
galakseopmålingen sonderer kosmos' struktur på skalaer fra 100 millioner til
mere end en milliard lysår. Til at sondere endnu større skalaer har SDSS en
anden hjælpeprøve af ekstremt lysstærke galakser, der strækker sig mere end fem
milliarder lysår væk. Til mindre skalaer ser en tredje prøve på
absorptionslinier i spektret af fjerne kvasarer, hvis lys passerer gennem et
tæt netværk af skyer af hydrogengas, som endnu ikke har dannet galakser.
Med disse data arbejder kosmologer med at
drage en endnu tættere forbindelse mellem kosmiske strukturer (set idag og den
ikke så fjerne fortid) og CMB (som sonderer kosmiske strukturer i det meget
tidlige univers). Især viser mikrobølge baggrundens kraftspektrum en serie
distinkte bump, som afspejler de relative mængder mørkt og almindeligt stof.
Forskerne håber at finde de tilsvarende bump i nutidens kraftspektrum. Hvis de
gør, vil det være en yderligere bekræftelse af, at svingningerne, der
observeres idag, udviklede sig direkte fra dem, der ses i det tidlige univers.
En anden måde at spore udviklingen af
strukturer i tidens løb er at sondere fordelingen af mere fjerne galakser - at
se på store afstande er at se tilbage i tiden. Det mørke stof i disse tidlige
tider burde være svagt ophobet, fordi gravitationel ustabilitet endnu ikke
havde haft så lang tid at virke i. Men opmålinger foretaget med European
Southern Observatory's Very Large Telescope i Chile og Keck Observatory på
Hawaii viser, at utroligt fjerne galakser er lige så ophobede som idag og er
arrangeret på de samme trådlignende, bobleagtige strukturer, som nærliggende
galakser er. Det er underligt. Ulig nutidens galakser, som følger det mørke
stof, skal disse tidlige galakser være meget stærkere ophobet end det
underliggende mørke stof er. Dette mønster er et vigtigt spor til, hvordan
galakser dannedes.
Forskerne er tæt på en komplet forståelse
af udviklingen af kosmos' struktur, fra bølger i den oprindelige plasma til de
lyse galaksehobe i det moderne univers. Når det er sagt, er deres arbejde
skåret ud for dem i de kommende år. Hvad er eksakt den mekanisme, der gav
anledning til begyndelsessvingningerne i mikrobølge baggrunden? Eksakt hvordan
dannedes galakserne? Hvorfor har de de egenskaber, de har? Og kunne det have
været på en anden måde - kunne man forestille sig et univers med svingninger,
der begyndte med meget højere eller lavere amplituder? Disse er blandt de store
spørgsmål, som måske en gymnasie- eller universitetsstuderende, der læser denne
artikel, vil blive inspireret til at takle.
Cosmological Physics. John A. Peacock.
Cosmology: The Science of the Universe. Second edition. Edward Harrison.
The 2dF Galaxy Redshift Survey: The Power
Spectrum and the Matter Content of the Universe. Will J. Percival et al. i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 327, No. 4,
siderne 1297-1306; november 2001. Findes online på www.arXiv.org/abs/astro-ph/0105252
From Here to
Eternity. Valerie Jamieson
i New Scientist, Vol. 180, No. 2422,
siderne 36-39; 22. november, 2003. Kortet på midtersiderne findes også
på www.astro.princeton.edu/~mjuric/universe/
The Three-Dimensional Power Spectrum of
Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey. Max Tegmark et al. i Astrophysical Journal. www.arXiv.org/abs/astro-ph/0310725
Den officielle web side for Sloan Digital Sky Survey er www.sdss.org
Den officielle web side for 2dF Galaxy Redshift Survey er http://www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/
* Michael A. Strauss er vice projekt forsker og projekt talsmand for Sloan Digital Sky Survey, en indsats for at lave et fuldstændigt kort over en fjerdedel af himlen. Han modtog en Ph.D. i fysik fra University of California, Berkeley, udførte postdoktor arbejde på California Institute of Technology og på Institute for Advanced Study i Princeton, N.J. og har nu en fakultetsstilling på Princeton University. Han takker sine Sloan projektkolleger for et utroligt data sæt. Strauss blev omtalt i en artikel i september 2002 udgaven af New Jersey Monthly, hvori det hævdedes, at han har et af de bedste job i staten New Jersey.
Fra Reading the Blueprints of Creation,
Scientific American, februar 2004, siderne 54-61.
12. juli, 2008.
3. Fra opbremsning til hastighedsøgning
4. Ud af mørket