Det kvintessentielle univers

Universet er fornyligt blevet behersket af et usynligt energifelt, som forårsager, at dets udvidelse accelererer udefter.

Jeremiah P. Ostriker og Paul J. Steinhardt*

 

Indhold:

Indledning
To tredjedele af virkeligheden
Fra implosion til eksplosion
Usandsynlig præcision
Arbejde i felten
Kvintessens på "branen"
Hvilket sammentræf
Et kig på fremtiden
Yderligere læsning
Læserbrev

 

Indledning

Er det hele overstået? Forstås kosmos bortset fra små detaljer? For nogle få år siden forekom det sådan. Efter et århundrede med kraftig debat, var forskerne nået til bred enighed om universets grundlæggende historie. Det hele begyndte med gas og stråling ved utrolig høj temperatur og tæthed. I 15 milliarder år har det udvidet sig og kølet af. Galakser og andre komplekse strukturer er vokset fra mikroskopiske korn - kvantefluktuationer - som blev strakt til kosmisk størrelse af en kort periode med "inflation." Vi havde også fundet ud af, at stoffet er sammensat af vor dagligdags oplevelses normale kemiske grundstoffer. Hovedparten består af såkaldt mørkt stof, primært eksotiske elementarpartikler, som ikke vekselvirker med lys. Der resterede masser af mysterier, men i det mindste havde vi udredet det store billede.
    Eller det troede vi. Det viser sig, at vi er gået glip af det meste af fortællingen. Gennem de sidste fem år har observationer overbevist kosmologer om, at de kemiske grundstoffer og det mørke stof, kombineret, udgør mindre end halvdelen af universets indhold. Hovedmassen er en allestedsnærværende "mørk energi" med en mærkelig og bemærkelsesværdig egenskab: dens gravitation tiltrækker ikke. Den frastøder. Hvor gravitationen trækker de kemiske grundstoffer og det mørke stof sammen til stjerner og galakser, skubber gravitationen den mørke energi til en næsten ensartet dis, der gennemtrænger universet. Universet er en slagmark for de to tendenser og den frastødende gravitation vinder. Den overvinder gradvist almindeligt stofs tiltrækkende kraft - hvilket får universet til at accelerere til endnu større udvidelseshastigheder, som måske fører til en ny løbsk inflationsfase og en helt anderledes fremtid for universet end de fleste kosmologer forestillede sig for et årti siden.
    Indtil for nylig har kosmologerne helt enkelt fokuseret på at bevise det mørke stofs eksistens. Efter at have fået en overbevisende sag, vender de nu deres opmærksomhed mod et dybere problem: Hvor kommer energien fra? Den bedst kendte mulighed er, at energien er iboende rummets klæde. Selv om et område af rummet var fuldstændig tomt - uden den mindste smule stof og stråling - ville det stadig indeholde denne energi. En sådan energi er en ærværdig ide, som daterer sig tilbage til Albert Einstein og hans forsøg på, i 1917, at konstruere en statisk model af universet. Som mange førende forskere i århundredernes løb, inkluderende Isaac Newton, troede Einstein, at universet er uforandret, at universet hverken trækker sig sammen eller udvider sig. For at lokke stagnation frem fra sin almene teori om relativitet, måtte han indføre vakuum energi eller, i hans terminologi, en kosmologisk konstant. Han justerede værdien af konstanten så dens gravitationsfrastødning nøjagtig ville udbalancere stoffets gravitationstiltrækning.
    Senere, da astronomerne fastslog, at universet udvider sig, fortrød Einstein sit nøjagtigt justerede kunstgreb og kaldte det sin største fejltagelse. Men måske var hans dom for hastig. Hvis den kosmologiske konstant havde en lidt højere værdi end Einstein foreslog, ville dens frastødning overstige stoffets tiltrækning og den kosmiske udvidelse ville accelerere.
    Mange kosmologer hælder dog nu til en anderledes ide, kendt som kvintessens. Oversættelsen er "femte element," en hentydning til gammel græsk filosofi, som foreslog, at universet er sammensat af jord, luft, ild og vand plus en flygtig substans der forhindrer, at Månen og planeterne falder ind i stjernekuglens centrum. For tre år siden genindførte Robert R. Caldwell, Rahul Dave og en af os (Steinhardt), som alle da var på University of Pennsylvania, benævnelsen som refererende til et dynamisk kvantefelt, ikke ulig et elektrisk eller magnetisk felt som gravitationsmæssigt frastøder.

scan10002

KOSMISK TREKANT. I denne graf over kosmologiske observationer repræsenterer akserne mulige værdier for tre nøgleegenskaber ved universet. Hvis universet er fladt, som inflationsteorien antyder, burde de forskellige typer observationer (farvede områder) og nul-krumning linien (rød linie) overlappe. I øjeblikket frembringer mikrobølgebaggrunds data en lidt bedre overlapning, hvis mørk energi består af kvintessens (stiplet område) snarere end den kosmologiske konstant (grønne område).

 

Dynamikken er det, som kosmologer finder så tiltrækkende ved kvintessens. Den største udfordring for enhver teori om mørk energi er at forklare den mængde af den, som man har sluttet sig til - ikke så meget at den ville have grebet ind i dannelsen af stjerner og galakser i det tidlige univers, men lige nok til at dens virkning nu kan mærkes. Vakuum energi er fuldstændig uvirksom og opretholder den samme tæthed hele tiden. I konsekvens heraf skulle værdien af den kosmologiske konstant, for at forklare mængden af mørk energi i dag, finjusteres ved skabelsen af universet, så den havde den rette værdi - hvilket får den til at lyde som en slags fuskeri. I kontrast hertil vekselvirker kvintessens med stof og udvikler sig med tiden, så den på naturlig måde kunne justere sig til den værdi, vi observerer i dag.

To tredjedele af virkeligheden

At skelne mellem disse to muligheder er afgørende vigtigt for fysikken. Partikelfysikere har stolet på højenergi acceleratorer for at opdage nye former for energi og stof. Nu har kosmos afsløret en uforudset type energi, for tyndt udbredt og for svagt vekselvirkende for acceleratorerne at afprøve. Om energien er uvirksom eller dynamisk kan være afgørende for at udvikle en fundamental teori om naturen. Partikelfysikere opdager, at de må holde et vågent øje med udviklinger på himlen såvel som i acceleratorlaboratoriet.
    Sagen om den sorte energi er vokset sten på sten i næsten et årti. Den første sten var en grundig opgørelse af alt stof i galakser og galaksehobe ved brug af forskellige optiske, røntgen og radio teknikker. Den utvetydige konklusion var, at den totale masse i kemiske grundstoffer og mørkt stof kun redegør for omkring en tredjedel af den mængde de fleste teoretikere forventede - den såkaldte kritiske tæthed.
    Mange kosmologer tog dette som et tegn på, at teoretikerne tog fejl. I så tilfælde ville vi leve i et evigt ekspanderende univers, hvor rummet er krummet hyperbolsk, som hornet på en trompet [se "Inflation in a Low Density Universe," af Martin A. Bucher og David N. Spergel; Scientific American, januar 1999], [Inflation i et univers med lav tæthed]. Men denne tolkning er blevet stedt til hvile af målinger af varme og kolde pletter i den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling; pletternes fordeling har vist, at universet er fladt og at den totale energitæthed er lig med den kritiske tæthed. Når man samler de to observationer, dikterer enkel matematik nødvendigheden af en yderligere energikomponent for at redegøre for de manglende to tredjedele af energitætheden.
    Hvad den så end er, skal den ny komponent være mørk, hverken absorberende eller udsendende lys, ellers ville den være blevet bemærket for længe siden. På den måde minder den om mørkt stof. Men den ny komponent - kaldet mørk energi - adskiller sig fra mørkt stof i en vigtig henseende: den skal være gravitationelt frastødende. Ellers ville den blive trukket ind i galakser og hobe, hvor den ville påvirke det synlige stofs bevægelse. Ingen sådan indflydelse ses. Desuden løser gravitationel frastødning "alderskrisen," der plagede kosmologien i 1990'erne. Hvis man tager de nuværende målinger af udvidelseshastigheden og antager at udvidelsen er decelereret, er universets alder mindre end 12 milliarder år.

scan10003

OPSKRIFT PÅ UNIVERSET. Hovedingrediensen til universet er ”mørk energi,” som består af enten den kosmologiske konstant eller kvantefeltet, der er kendt som kvintessens. De andre ingredienser er mørkt stof sammensat af eksotiske elementarpartikler, almindeligt stof (både ikke-lysende og synligt) og en antydning af stråling.

Dog viser vidnesbyrd, at nogle stjerner i vor galakse er 15 milliarder år gamle. Ved at forårsage at universets udvidelseshastighed accelererer, bringer frastødning den udledte alder for kosmos i overensstemmelse med himmellegemernes observerede alder [se "Cosmological Antigravity," af Lawrence M. Krauss; Scientific American, januar 1999], [Kosmologisk Antigravitation]. Den potentielle fejl ved argumentet plejede at være, at gravitationel frastødning burde få udvidelsen til at accelerere, hvilket ikke var blevet observeret. I 1988 faldt den sidste sten så på plads. To uafhængige grupper brugte målinger af fjerne supernovaer til at detektere en ændring i udvidelseshastigheden. Begge grupper konkluderede, at universet accelererer og med lige den hastighed, som var forudsagt [se "Surveying Space-time with supernovaer," af Craig J. Hogan, Robert P. Kirshner og Nicholas B. Suntzeff; Scientific American, januar 1999][Undersøgelse af rumtiden med supernovaer].
    Alle disse observationer koger ned til tre tal: stoffets middeltæthed (både almindeligt og mørkt), den mørke energis middeltæthed og rummets krumning. Einsteins ligninger dikterer, at de tre tal ved addition skal give den kritiske tæthed. De forskellige mulige kombinationer af tallene kan kortfattet repræsenteres på en trekantet tegning. De tre distinkte sæt observationer - opregningen af stof, kosmisk mikrobølgebaggrund og supernovaer - svarer til striber inde i trekanten. Det er bemærkelsesværdigt at de tre striber overlapper på samme position, hvilket udgør en overbevisende sag for mørk energi.

Fra implosion til eksplosion

Vor dagligdags oplevelse drejer sig om almindeligt stof, som er gravitationelt tiltrækkende, så det er vanskeligt at forestille sig, hvordan mørk energi kunne frastøde gravitationelt. Nøgleegenskaben er, at dens tryk er negativt. I Newtons lov om gravitation spiller tryk ingen rolle; gravitationens styrke afhænger kun af masse. I Einsteins lov om gravitation afhænger styrken af gravitationen imidlertid ikke kun af masse men også af andre former for energi og af tryk. På denne måde har trykket to virkninger: direkte (forårsaget af trykkets virkning på omgivende materiale) og indirekte (forårsaget af den gravitation, som trykket frembringer).
    Gravitationskraftens fortegn bestemmes af den aritmetiske kombination af den totale energitæthed plus tre gange trykket. Hvis trykket er positivt, som det er for stråling, almindeligt stof og mørkt stof, så er kombinationen positiv og gravitationen er tiltrækkende. Hvis trykket er tilstrækkeligt negativt, er kombinationen negativ og gravitationen er frastødende. For at udtrykke det kvantitativt overvejer kosmologerne forholdet mellem tryk og energitæthed, kendt som tilstandsligningen, eller w. For en almindelig luftart er w positiv og proportional med temperaturen. Men for visse systemer kan w være negativ. Hvis den falder under - 1/3, bliver gravitationen frastødende.
    Vakuumenergi lever op til denne betingelse (forudsat at dens tæthed er positiv). Det er en konsekvens af loven om energiens bevarelse, ifølge hvilken energi ikke kan ødelægges. Matematisk kan loven omformuleres til at erklære, at hastigheden med hvilken energitætheden ændrer sig er proportional med w + 1. For vakuumenergi - hvis tæthed, pr. definition, aldrig ændrer sig - skal denne sum være nul. Med andre ord skal w være præcist lig med -1. Så trykket skal være negativt.

kvintess3

POSITIV (OG NEGATIV) TÆNKNINGS KRAFT. Om en klump energi udøver en tyngdemæssigt tiltrækkende eller frastødende kraft, afhænger af dens tryk. Hvis trykket er nul eller positivt, som det er for stråling eller almindeligt stof, er gravitationen tiltrækkende. (De nedadrettede fordybninger repræsenterer de potentielle energibrønde.) Stråling har større tryk, så dens gravitation er mere tiltrækkende. For kvintessens er trykket negativt og gravitationen er frastødende (fordybningerne bliver til bakker).

Hvad betyder det at have negativt tryk? De fleste varme gasser har positivt tryk; atomernes kinetiske energi og stråling skubber ud på beholderen. Bemærk, at den direkte virkning af positivt tryk - at skubbe - er det modsatte af dens gravitationelle virkning - at trække. Men man kan forestille sig en vekselvirkning mellem atomer, der overvinder den kinetiske energi og får gassen til at implodere. Den imploderende gas har negativt tryk. En ballon fyldt med denne gas ville kollapse indad, fordi det ydre tryk (nul eller positivt) ville overstige det indre tryk (negativt). Pudsigt nok kan den direkte virkning af negativt tryk - implosion - være det modsatte af dets gravitationelle virkning - frastødning.

Usandsynlig præcision

Gravitationsvirkningen er lille for en ballon. Men lad os nu forestille os, at vi fyldte hele rummet med den implosive gas. Så er der ingen grænseoverflade og intet ydre tryk. Gassen har stadig negativt tryk, men den har intet at skubbe imod, så den udøver ingen direkte virkning. Den har kun gravitationsvirkningen - nemlig, frastødning. Frastødningen strækker rummet, forøger dets rumfang og, efterhånden, mængden af vakuumenergi. Tendensen til at strække er derfor selvforstærkende. Universet udvider sig med accelererende hastighed. Den voksende vakuumenergi kommer på bekostning af gravitationsfeltet.
    Disse begreber kan lyde mærkelige og selv Einstein fandt dem vanskelige at sluge. Han betragtede det statiske univers, den oprindelige motivation for vakuumenergi, som en uheldig fejl, der burde forkastes. Men da den kosmologiske konstant en gang var indført, ville den ikke forsvinde. Det gik snart op for teoretikerne, at kvantefelter besidder en endelig mængde vakuumenergi, en manifestation af kvantefluktuationer, der fremmaner par af "virtuelle" partikler fra ingenting. En vurdering af den totale vakuumenergi, der frembringes af alle kendte felter, forudsiger en enorm mængde - 120 størrelsesordener mere end energitætheden i alt andet stof. Selv om det er svært at forestille sig, vil det sige, at de flygtige virtuelle partikler burde bidrage med en positiv, konstant energitæthed, hvilket ville betyde negativt tryk. Men hvis denne vurdering var sand, ville en acceleration af episke proportioner flå atomer, stjerner og galakser fra hinanden. Det er klart, at vurderingen er forkert. Et af de største mål for gravitationens forenede teorier har været at regne ud hvorfor.
    Et forslag er, at en eller anden hidtil uopdaget symmetri i fundamental fysik resulterer i en ophævelse af store virkninger, udligning af vakuumenergien. F.eks. bidrager kvantefluktuationer af virtuelle par partikler med positiv energi for partikler med halvtallige spin (som kvarker og elektroner) men negativ energi for partikler med heltallige spin (som fotoner). I standardteorier er ophævelsen ikke eksakt, men efterlader en uacceptabel stor energitæthed. Men fysikerne har udforsket modeller med såkaldt supersymmetri, et forhold mellem de to partikeltyper, der kan føre til en præcis ophævelse. Det er imidlertid en alvorlig fejl, at supersymmetri kun ville være gyldig ved meget høje energier. Teoretikerne arbejder på en måde, hvorpå man kunne bevare den perfekte ophævelse selv ved lavere energier.

scan10004

VOKSEVÆRK. Universet udvider sig med forskellige hastigheder afhængig af, hvilken form for energi, der er fremherskende. Stof får væksten til at sætte farten ned, hvorimod den kosmologiske konstant får det til at accelerere. Kvintessens er i midten: det tvinger udvidelsen til at accelerere, men mindre hurtigt. Med tiden vil accelerationen måske enten vokse eller stoppe (stiplede linier).

En anden tanke er, at vakuumenergien trods alt alligevel ikke ophæves helt. Måske er der en udligningsmekanisme, der er ganske lidt ufuldstændig. I stedet for at gøre den kosmologiske konstant til eksakt nul ophæver mekanismen kun til 120 decimaler. Så kunne vakuumenergien udgøre de manglende to tredjedele af universet. Men det forekommer bizart. Hvilken mekanisme kunne man tænke sig arbejdede med en sådan præcision? Skønt den mørke energi repræsenterer en enorm mængde masse, er den spredt så tyndt ud, at dens energi er mindre end fire elektronvolt pr. kubikcentimeter - hvilket, for en partikelfysiker, er uforstilbart lavt. Den svageste kendte kraft i naturen involverer en energitæthed, der er 1050 gange større.
    Hvis man ekstrapolerer tilbage i tid, bliver vakuumenergien endnu mere paradoksal. I dag har stof og mørk energi sammenlignelige middeltætheder. Men for milliarder af år siden, da de blev skabt, var vort univers på størrelse med en grapefrugt, så stoffet var 100 størrelsesordener tættere. Den kosmologiske konstant ville imidlertid have haft den samme værdi, som den har nu. Med andre ord, for hver 10100 dele stof ville fysiske processer have skabt en del vakuumenergi - en grad af nøjagtighed, som kan være rimelig i en matematisk idealisering, men som forekommer løjerlig at forvente fra den virkelige verden. Dette behov for næsten overnaturlig finjustering er den vigtigste motivation for at overveje alternativer til den kosmologiske konstant.

Arbejde i felten

Heldigvis er vakuum energi ikke den eneste måde at frembringe negativt tryk på. En anden måde er en energikilde som, ulig vakuum energi, varierer i rum og tid - et rige af muligheder, som går under rubrikken kvintessens. For kvintessens, w, har ingen fast værdi, men den må være mindre end - 1/3 for at gravitationen kan være frastødende.
    Kvintessens kan indtage mange former. De enkleste modeller foreslår et kvantefelt, hvis energi varierer så langsomt, at det ved første øjekast ligner en konstant vakuum energi. Ideen er lånt fra den inflatoriske kosmologi, i hvilken et kosmisk felt, kendt som inflation, driver udvidelsen i det meget tidlige univers ved brug af den samme mekanisme [se "The Inflationary Universe," af Alan H. Guth og Paul J. Steinhardt; Scientific American, maj 1984], [Det inflatoriske univers]. Nøgleforskellen er, at kvintessens er meget svagere end inflationen. Denne hypotese blev først udforsket for et årti siden af Christof Wetterich fra University of Heidelberg og af Bharat Ratra, nu på Kansas State University og P. James E. Peebles fra Princeton University.
    I kvanteteori kan fysiske processer beskrives ved hjælp af enten felter eller partikler. Men fordi kvintessens har en så lav energitæthed og varierer så langsomt, ville en kvintessenspartikel være ubegribelig let og stor - på størrelse med en superhob af galakser. Så feltbeskrivelsen er mere nyttig. Begrebsmæssigt er et felt en kontinuerlig fordeling af energi, som tilskriver hvert punkt i rummet en numerisk værdi kendt som feltstyrken. Energien, som feltet indeholder, har en kinetisk komponent, der afhænger af feltstyrkens tidsvariation og en potentiel komponent, som kun afhænger af feltstyrkens værdi. Når feltet ændrer sig, skifter balancen mellem den kinetiske og potentielle energi.
    I tilfældet med vakuum energien, skal man huske, at det negative tryk var det direkte resultat af bevarelsen af energi, som dikterer at enhver variation i energitæthed er proportional med summen af energitætheden (et positivt tal) og trykket. For vakuum energi er ændringen nul, så trykket må være negativt. For kvintessens er ændringen langsom nok til at trykket stadig må være negativt, skønt lidt mindre. Dette forhold svarer til at have mere potentiel energi end kinetisk energi.
    Fordi trykket er mindre negativt, accelererer kvintessensen ikke universet så stærkt, som vakuum energien gør. I sidste ende vil dette være måden, hvorpå observatører skelner mellem de to. Om noget er kvintessens mere konsistent med de til rådighed værende data, men i øjeblikket er forskellen ikke statistisk signifikant. En anden forskel er, at kvintessensfeltet, ulig vakuum energien, kan gennemgå alle former for kompleks udvikling. Værdien af w kan være positiv, så negativ og så positiv igen. Den kan have forskellige værdier forskellige steder. Skønt uensartetheden menes at være lille, kan den være detekterbar ved at studere den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling.
    En yderligere forskel er, at kvintessensen kan forstyrres. Bølger vil udbrede sig gennem den, ligesom lydbølger kan passere gennem luften. I jargonen er kvintessensen "blød." Einsteins kosmologiske konstant er i modsætning hertil stiv - den kan ikke forstyrres. Dette rejser et interessant spørgsmål. Enhver kendt form for energi er til en vis grad blød. Måske er stivhed en idealisering, som ikke kan eksistere i virkeligheden, i hvilket tilfælde den kosmologiske konstant er en umulighed. Kvintessens med w nær -1 kan være den nærmeste rimelige tilnærmelse.

Kvintessens på "branen"

At sige, at kvintessens er et felt, er kun det første trin i forklaringen af den. Hvorfra kunne et så mærkeligt felt komme? Partikelfysikere har forklaringer på fænomener fra atomers struktur til massens oprindelse, men kvintessens er noget af et stedbarn. Moderne teorier om elementarpartikler inkluderer mange slags felter, som kunne have den krævede adfærd, men man ved ikke nok om deres kinetiske og potentielle energi til at kunne sige hvilke, om nogen, der kunne frembringe negativt tryk i dag.

kvintess5

KEEPING TRACK. Hvis mørk energi består af den kosmologiske konstant, skal energitætheden justeres, så den overhaler stoftætheden i nylig historie (venstre), enhver start tæthedsværdi (stiplet linie) konvergerer til et fælles spor (track), der løber i takt med strålingstætheden indtil stoftætheden overhaler den. Dette forårsager, at tracker tætheden fryser og at den kosmiske acceleration igangsættes.

 

En eksotisk mulighed er, at kvintessens udspringer fra ekstra dimensioners fysik. I de sidste årtier har teoretikere udforsket strengteori, som måske kan kombinere almen relativitet og kvantemekanik i en forenet teori om de fundamentale kræfter. En vigtig egenskab ved streng modeller er, at de forudsiger 10 dimensioner. Fire af disse er vore velkendte tre rumlige dimensioner, plus tiden. De resterende seks må være skjult. I nogle formuleringer er de krøllet sammen som en bold, hvis radius er for lille til at kunne detekteres (i det mindste med nuværende instrumenter). En alternativ ide findes i en nylig udvidelse af strengteorien, der kaldes M-teori, som tilføjer en 11. dimension: almindeligt stof er begrænset til to tredimensionale overflader, kendt som branes (kort for membranes), adskilt af et mikroskopisk mellemrum langs den 11. dimension [se "The Universe's Unseen Dimensions," af Nima Arkani-Hamed, Savas Dimopoulos og George Dvali; Scientific American, august 2000], [Universets usete dimensioner].
    Vi er ude af stand til at se de ekstra dimensioner, men hvis de findes, burde vi kunne percipere dem indirekte. Faktisk ville tilstedeværelsen af opfoldede dimensioner eller nærtliggende branes virke ligesom et felt. Den numeriske værdi, som feltet tilskriver hvert punkt i rummet, burde svare til radius eller mellemrummets størrelse. Hvis radius eller mellemrummets størrelse ændrer sig langsomt, når universet udvider sig, kunne det nøjagtigt efterligne det hypotetiske kvintessentielle felt.

Hvilket sammentræf

Hvad end oprindelsen til kvintessens er, kunne dens dynamik løse det tornede problem med finjustering. En måde at betragte dette spørgsmål på er at spørge: Hvorfor er kosmisk udvidelse begyndt på dette særlige tidspunkt i den kosmiske historie? Skabt da universet var 10-35 sekund gammelt, må den mørke energi være forblevet i skyggerne i næsten 10 milliarder år - en aldersfaktor på næsten 1050. Først da, antyder data, overhalede den stoffet og forårsagede at universet begyndte at accelerere. Er det ikke et sammentræf , at lige når tænkende væsner udviklede sig, skiftede universet til overdrive? På en eller anden måde synes skæbnerne for stof og mørk energi at være viklet sammen. Men hvordan?
    Hvis den mørke energi er vakuum energi, er sammenfaldet næsten umuligt at redegøre for. Nogle forskere, inkluderende Martin Rees fra University of Cambridge og Steven Weinberg fra University of Texas at Austin, har forfulgt en antrop forklaring. Måske er vort univers kun et blandt en mangfoldighed af universer, i hvert af hvilke vakuum energien indtager en forskellig værdi. Universer med en vakuum energi meget større end fire elektronvolt pr. kubikmillimeter kunne være mere almindelige, men de udvider sig for hurtigt til at danne stjerner, planeter eller liv. Universer med meget mindre værdier kan være meget sjældne. Vort univers ville have den optimale værdi. Kun i denne "bedste af alle verdener" kunne der eksistere intelligente skabninger i stand til at overveje universets natur. Men fysikerne er uenige om hvorvidt det antrope princip udgør en acceptabel forklaring [se "Exploring Our Universe and Others," af Martin Rees; Scientific American, december 1999], [Udforskning af vort univers og andre].
    Et mere tilfredsstillende svar, som kunne involvere en form for kvintessens kendt som "a tracking field" (sporingsfelt), blev studeret af Ratra og Peebles og af Steinhardt, Ivaylo Zlatev og Limin Wang fra University of Pennsylvania. Ligningerne, der beskriver sporingsfelter, har klassisk "attractor" (tiltrækker) adfærd, som den der findes i nogle kaotiske systemer. I sådanne systemer konvergerer bevægelse til samme resultat for et bredt område af startbetingelser. En marmorkugle, som lægges i et tomt badekar, falder f.eks. til sidst ned i afløbet uanset dens startposition.
    På samme måde behøver start energitætheden for sporingsfeltet ikke at være justeret til en bestemt værdi, fordi feltet hurtigt justerer sig selv til den værdi. Det låser sig til et spor, hvor dets energitæthed forbliver en næsten konstant brøkdel af tætheden af stråling og stof. I denne forstand imiterer kvintessens stof og stråling, selv om dens sammensætning er helt anderledes. Efterligningen finder sted, fordi strålingens og stoffets energitæthed bestemmer den kosmiske udvidelseshastighed, som derefter kontrollerer hastigheden med hvilken kvintessensens tæthed ændrer sig. Ved nærmere eftersyn finder man, at brøkdelen vokser langsomt. Først efter mange millioner eller milliarder år når kvintessensen op.
    Så hvorfor nåede kvintessensen op, da den gjorde? Kosmisk acceleration kunne lige så let være begyndt i den fjerne fortid eller i den fjerne fremtid afhængigt af valg af konstanter i sporingsfeltteorien. Dette bringer os tilbage til sammentræffet. Men måske udløste en begivenhed i den forholdsvis nylige fortid accelerationen. Steinhardt, sammen med Christian Armendáriz Picon og Viatcheslav Mukhanov fra Ludwig Maximilians University i München, har foreslået en sådan begivenhed: overgangen fra domination af stråling til domination af stof.
    Ifølge Big Bang teorien plejede universets energi hovedsagelig at findes i strålingen. Efterhånden som universet afkøledes, tabte strålingen imidlertid energi hurtigere end almindeligt stof gjorde. Da universet var nogle få titusinder af år gammelt - for relativt kort tid siden i logaritmiske termer - var energibalancen skiftet til fordel for stof. Denne ændring markerede begyndelsen af den stofdominerede periode, som vi har arvet. Først da kunne gravitationen begynde at trække stoffet sammen for at danne galakser og strukturer i større skala. På samme tid gennemgik universets udvidelseshastighed en ændring.
    I en variation af sporingsmodellerne, udløste denne transformation en serie begivenheder, der førte til kosmisk acceleration i dag. Gennem det meste af universets historie sporede kvintessensen strålingsenergien og forblev en ubetydelig komponent af kosmos. Men da universet blev stofdomineret, rystede ændringen i udvidelseshastighed kvintessensen ud af sin kopiadfærd. I stedet for at spore strålingen eller endda stoffet skiftede kvintessensen til en negativ værdi. Dens tæthed holdt sig næsten fast og overhalede med tiden den faldende stoftæthed. I dette billede er den kendsgerning, at tænkende skabninger og kosmisk acceleration kom tilstede på næsten samme tidspunkt, ikke et tilfælde. Både dannelsen af stjerner og planeter, som er nødvendige til at understøtte liv og transformationen af kvintessens til en negativt tryk komponent, blev udløst af begyndelsen af stofdomination.

Et kig på fremtiden

På kort sigt vil kosmologernes fokusere på at detektere kvintessensens eksistens. Den har observerbare konsekvenser. Fordi dens værdi for w adskiller sig fra vakuum energiens, frembringer den en forskellig kosmisk accelerationshastighed. Mere præcise målinger af supernovaer over et større afstandsområde kan adskille de to tilfælde.
    Astronomer har foreslået to ny observatorier - den kredsende Supernova Acceleration Probe og det jordbaserede Large-Aperture Synoptic Survey Telescope - for at løse spørgsmålet. Forskelle i accelerationshastighed frembringer også små forskelle i vinkelstørrelsen af varme og kolde pletter i den kosmiske mikrobølge baggrundsstråling, som Microwave Anisotropy Probe og Planck rumfartøjerne burde kunne detektere. Andre prøver måler, hvordan antallet af galakser varierer med øgende rødskift for at udlede hvordan universets udvidelseshastighed har ændret sig med tiden. Et jordbaseret projekt, kendt som Deep Extragalactic Evolutionary Probe, vil se efter denne virkning.

scan10006

NÅR MAN SER DET, VIL MAN TRO DET. Supernova data kan være en måde, hvorpå man kan beslutte sig mellem kvintessens og den kosmologiske konstant. Den sidste får universet til at sætte farten op hurtigere, så supernovaer ved en given rødforskydning ville være længere væk og derfor svagere. Eksisterende teleskoper (data vist med gråt) kan ikke skille de to tilfælde fra hinanden, men den foreslåede Supernova Acceleration Probe skulle kunne. Supernova størrelserne, som forudsiges af fire modeller, er vist med forskellige farver.

I det lange løb vil vi alle ende med at overveje, hvad disse revolutionære opdagelser medfører. De fører til en besindig ny tolkning af vor plads i kosmisk historie. I begyndelsen (eller i det mindste så tidligt som vi har tegn om) var der inflation, en udvidet periode med accelereret udvidelse i de første øjeblikke efter Big Bang. Rummet var dengang næsten tomt for stof og et kvintessenslignende kvantefelt med negativt tryk herskede. I den periode udvidede universet sig med en større faktor end det har gennem de 15 milliarder år siden inflationen sluttede. Ved slutningen af inflationen henfaldt feltet til en varm gas af kvarker, gluoner, elektroner, lys og mørk energi.
    I tusinder af år var rummet så fyldt af stråling, at atomer eller større strukturer aldrig kunne dannes. Så overtog stoffet kontrollen. Det næste trin - vor epoke - har været præget af konstant afkøling, kondensation og udviklingen af indviklet struktur af en stadig voksende størrelse. Men denne periode er ved at slutte. Den kosmiske acceleration er tilbage. Universet som vi kender det, med skinnende stjerner, galakser og hobe, ser ud til at have haft et kort mellemspil. Efterhånden som accelerationen vinder fodfæste i løbet af de næste milliarder år, vil stoffet og energien i universet blive mere og mere fortyndede og rummet vil strække sig for hurtigt til at ny strukturer kan dannes. Levende ting vil finde kosmos mere og mere fjendtligt [se "The Fate of Life in the Universe," af Lawrence M. Krauss og Glen Starkman; Scientific American, november 1999], [Skæbnen for liv i universet]. Hvis accelerationen forårsages af vakuum energi, så er den kosmiske historie fuldendt: de planeter, stjerner og galakser, som vi ser i dag, er højdepunktet af kosmisk udvikling.
    Men hvis accelerationen forårsages af kvintessens, mangler slutningen at blive skrevet. Universet kunne accelerere for evigt eller kvintessensen kunne henfalde til nye former for stof og stråling og genbefolke universet. Fordi den mørke energitæthed er så lille, kunne man antage, at materialet, der afledes af dens henfald, ville have for lille energi til at gøre noget af interesse. Under nogle omstændigheder kunne kvintessensen imidlertid henfalde gennem dannelsen af bobler. Boblens indre ville være et tomrum, men boblevæggen ville være stedet for livlig aktivitet. Når væggen bevægede sig udefter ville den feje al energien fra henfaldet af kvintessensen op. En gang imellem ville to bobler kollidere i et fantastisk fyrværkeri. I denne proces kunne store partikler som protoner og neutroner opstå - måske stjerner og planeter.
    For fremtidige beboere ville universet se meget uensartet ud, med livet begrænset til fjerne øer omgivet af enorme tomrum. Ville de nogensinde regne ud, at deres oprindelse var det ensartede og isotrope univers vi ser omkring os i dag? Ville de nogensinde vide, at universet engang havde været levende og derefter var døet, blot for at blive givet en ny chance?
    Eksperimenter kan snart give os en ide om, hvilken fremtid der er vores. Vil det være vakuum energiens blinde slutning eller kvintessensens ubrugte potentiale? I sidste ende afhænger svaret af, om kvintessensen har en plads i naturens grundlæggende virkemåde - måske strengteoriens område. Vor plads i den kosmiske historie afhænger af samspillet mellem videnskaben om det meget store og det meget lille.

Yderligere læsning:

The Observational Case for a Low-Density Universe with a Non-Zero Cosmological Constant. Jeremiah P. Ostriker and Paul J. Steinhardt in Nature, Vol. 377, pages 600-602; October 19, 1995. Preprint at xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9505066

Cosmological Imprint of an Energy Component with General Equation of State Robert R. Caldwell, Rahul Dave and Paul J. Steinhardt in Physical Review Letters, Vol. 80, No. 8, pages 1582-1585; February 23, 1998; xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9708069

Cosmic Concordance and Quintessence. Limin Wang, R.R. Caldwell, J.P. Ostriker and Paul J. Steinhardt in Astrophysical Journal, Vol. 530, No. 1, Part 1, pages 17-35; February 10, 2000; xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9901388

Dynamical Solution to the Problem of a Small Cosmological Constant and Late-Time Cosmic Acceleration. C. Armendariz Picon, V. Mukhanov and Paul J. Steinhardt in Physical Review Letters, Vol. 85, No. 21, pages 4438-4441; November 20, 2000; xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0004314

Why Cosmologists Believe the Universe Is Accelerating Michael S. Turner in Type Ia supernovaer: Theory and Cosmology. Edited by Jens C. Niemeyer and James W. Truran. Cambridge University Press, 2000; xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9904049

* Jeremiah P. Ostriker og Paul J. Steinhardt, begge professorer på Princeton University, har samarbejdet de sidste seks år. Deres forudsigelse af accelererende udvidelse i 1995 forudså de bemærkelsesværdige ny supernovaresultater med adskillige år. Ostriker var en af de første til at anerkende tilstedeværelsen af mørkt stof og vigtigheden af varm intergalaktisk gas. I 2000 vandt han U.S. National Medal of Science. Steinhardt var en af ophavsmændende til teorien om inflation og begrebet kvasikrystaller. Han genindførte termen "kvintessens" efter hans yngste søn Will og datter Cindy valgte den fra adskillige alternativer.

Oversat fra The Quintessential Universe, Scientific American, januar 2001, ss. 36 - 43.

 

Læserbrev

Ankomst til Omega

I "Det kvintessentielle univers" henviser Jeremiah P. Ostriker og Paul J. Steinhardt til målinger af universets massetæthed, omega, som bestemmer om universet er åbent, lukket eller fladt. Stoffets omega er måske 0,3 og den kosmologiske konstant er måske 0,7. Dette ville give et totalt omega på 1,0 og betyde, at vi bor i et fladt univers.
    Det var imidlertid mit indtryk, at hvis universet er fladt, er det på grund af den resulterende gravitationskraft. Hvis kraften var stærkere, ville universet være lukket; hvis den var svagere, ville det være åbent. Men for at opnå et omega lig med 1,0 ser det ud til at astrofysikerne adderer stoffets energitæthed (som frembringer en gravitationskraft) og den kosmologiske konstant (som frembringer en antigravitationskraft). Jeg kan ikke forstå, hvordan additionen af en værdi på 0,3 og -0,7 kan resultere i svaret 1,0.

Tom Moore
Rowville, Victoria, Australien

Steinhardt svarer: I Einsteins teori om almen relativitet, er der to forskellige ligninger, som bestemmer universets udvidelseshistorie. Den første ligning, som er løst baseret på loven om energiens bevarelse, siger, at krumningen og den nuværende udvidelseshastighed afhænger af den totale energitæthed: summen af stof og mørk energi (kvintessens eller kosmologisk konstant). Hvis summen er lig med den kritiske tæthed, er universet virkelig fladt.
    Den anden ligning, som minder om Newtons anden lov om bevægelse, beskriver, hvorvidt udvidelseshastigheden accelererer eller decelererer. Det afhænger ikke kun af energitætheden men også af den hastighed med hvilken, energitætheden ændrer sig, når universet udvider sig. Det gælder for enhver gas, at ændringen i energitæthed, når rumfanget udvider sig, afhænger af dens tryk. I de passende enheder er stoffets tryk næsten nul, men den mørke energis tryk er stærkt negativt. Hvis trykket er tilstrækkeligt negativt, får det universet til at accelerere.

Fra Scientific American, maj 2001, s. 6.


27. juni, 2006.

Indhold
Index