Universets stor-skala struktur

Tværs over milliarder af lysår er rummet en bikage af galaktiske superhobe og enorme tomrum. Strukturen kan være resultatet af forstyrrelser i stoffets tæthed tidligt i big bang

Joseph Silk, Alexander S. Szalay og Yakov B. Zel’dovich*

Astronomer har længe erkendt, at fordelingen af stof på kosmisk skala på en eller anden måde skal bære aftrykket af et meget tidligt trin i universets historie. En konsistent redegørelse for den fordeling og dens udvikling skal udvikles indenfor big bang teoriens sammenhæng, da der er en næsten universal enighed blandt kosmologer og astrofysikere om, at big bang giver en empirisk struktur indenfor hvilken, alle kosmologiske emner kan undersøges. Ifølge big bang teorien begyndte universet som et enkelt punkt med uendelig tæthed for omkring 10 til 20 milliarder år siden og pulserede til væren i en enorm eksplosion, der fortsætter til denne dag. I den enkleste version af teorien ekspanderer universet overalt jævnt fra det enkelte punkt. Den ekspansions ensartethed redegør bemærkelsesværdigt godt for mange vigtige vidnesbyrd fra observationer: Udengalaktisk stof trækker sig tilbage fra vor galakse med en hastighed, der varierer jævnt med dets afstand og et koldt bad af stråling i det elektromagnetiske spektrums mikrobølgeområde gennemtrænger himlen ved en temperatur, der varierer over nogle få vinkeldannede grader med mindre end en del af 30.000. Til trods for disse succeser er der overbevisende vidnesbyrd om, at ekspansionen ikke er præcist ensartet. Hvis den var, ville stoffet ikke vokse sammen og universet ville blive til en mere og mere fortyndet gas af elementarpartikler. Stjernerne og galakserne ville ikke findes.

Fordeling af 400.000 galakser

For at redegøre for strukturen i universets nuværende tilstand må big bang kosmologen derfor indrømme en grad af klumpethed  tidligt i begyndelsen. Sådanne tidlige uensartetheder kunne være jævne og næsten uskelnelige mod den ensartede baggrund; små svingninger i det tidlige univers’ krumning ville tage form af små sammenpresninger eller fortyndinger af stof og energi fra område til område gennem hele rummet. Svingningernes amplitude skal være stor nok (dvs., afvigelsen fra middeltætheden skal være stor nok) til at vokse til de i øjeblikket observerede samlinger af stof i tiden siden universet begyndte; præcist hvad amplituden skal være er imidlertid et vanskeligt teoretisk spørgsmål. Hvis svingningerne i begyndelsen var for store, ville de forårsage variationer af temperaturen af mikrobølgebaggrundens stråling, som man ikke observerer. Endvidere skal svingningerne give anledning til strukturer af en relativt speciel skala, der udgør universet, og ikke til strukturer af tilfældig størrelse. Stjerner, galakser, galaksehobe og endda superhobe, eller hobe af hobe, kan nu identificeres, men ved masseskalaer større end superhobens er universet temmelig ensartet.

         Sammenløbet mellem kosmologi og elementarpartiklernes fysik har for nylig gjort det muligt at tilfredsstille alle disse krav uden at gøre nogen stærke antagelser om universets tidlige tilstand. Især påkalder man ikke nogen særlige skalaer eller mønstre i masse og energi ved ekspansionens begyndelse og ingen ny kræfter påkaldes. Det, man antager, er, at snart efter begyndelsen af big bang var der små variationer i tætheden af stoffet og energien overalt i universet. Variationerne var resultatet af at overlejre lavamplitude, sinusformede varierende svingninger i tætheden ved hver mulig bølgelængde , eller længdeskala; svingningernes amplitude var fordelt tilfældigt og derfor var de resulterende variationer i tæthed tilfældige og kaotiske. Derefter kunne universets nuværende struktur have udviklet sig ifølge nogenlunde velforståede fysikprincipper.

Efterhånden som universet udviklede sig, undertrykkede elementarpartiklernes fri strøm i alle retninger alle de første svingninger under en kritisk størrelse: de eneste svingninger, der overlevede, var dem, der sammenpressede eller fortyndede masser, der var mindst 10¹⁵ til 10¹⁶ gange vor sols masse. Gravitation forårsagede så, at nogle af de sammenpressede masser foretrak at trække sig sammen langs en af de tre rumlige akser. Det første spektrum af svingninger gav derved anledning til gigantiske, uregelmæssige skyer af gas, der mindede om udfladede pandekager. Hvor pandekagerne gennemskar hinanden tog lange, tynde tråde af stof form. Nogle af skyerne forblev intakte; andre brød op for at danne galakser eller hobe af galakser. Fremkomsten af en passende karakteristisk skala for svingningerne blev først forklaret af en af os (Silk). Den gravitationelle dannelse af de tynde lag stof blev opdaget af en anden af os (Zel’dovich). Vi vil henvise til denne model som pandekageteorien.

Små forstyrrelser i tætheden

Pandekageteorien er i sin nuværende form en fortælling om to objekter ved den fysiske skalas yderpunkter. Det ene er et astronomisk system stort nok til at fylde 10²³ kubiklysår af rum; det andet er neutrinoen, en svagt vekselvirkende elementarpartikel, der er næsten forsvindende lille. Hvis pandekageteorien skal bekræftes, skal begge objekter observeres og neutrinoen skal tildeles en ikke nul masse. Da de to masser, hvis de begge findes, strækker sig over 80 størrelsesordener, behøves ekstraordinære procedurer for at måle dem fra vort eget udsigtspunkt i de midterste dimensioner.

         Det er bemærkelsesværdigt, at det astronomiske systems krævede skala for nylig er blevet verificeret og dets masse giver drillende vidnesbyrd om, at pandekageteorien er på rette vej. Systematiske afstandsmålinger for adskillige tusinder galakser er blevet udført ved at bestemme rødforskydningen i deres spektre: spektralliniers forskydning mod den lange bølgelængde ende af det elektromagnetiske spektrum. Rødforskydningen er en Doppler virkning forårsaget af en fjern galakses tilbagetræden fra vor galakse. Tilbagetrædelseshastigheden kan beregnes ud fra rødforskydningen ifølge en enkel matematisk formel og en galakses afstand varierer direkte med dens tilbagetrædelseshastighed på grund af, at universet udvider sig. En måling af rødforskydningen kombineret med koordinaterne for en galakse på himlens overflade sætter astronomen i stand til at fæstne galaksen i rummet. Der er derved udarbejdet tredimensionale kort over fordelingen af galakser.

         Kortene viser egenskaber, der er temmelig ulig dem, de fleste andre astronomiske objekter har: galakserne er koncentrerede i enorme flader og trådlignende strukturer, hvis største dimension, omkring 100 millioner lysår, er en størrelsesorden større end deres mindre dimensioner. En sådan struktur kan inkludere op til en million galakser; dens masse er i størrelsesordenen 10¹⁶ sole. Desuden er galakserne inde i hver struktur ikke jævnt fordelt: man kan skelne mere tæt befolkede klumper og strenge, mange af dem ved skæringslinien mellem to flader. Endelig er der mellem de største strukturer strøet enorme tomrum, næsten fri for galakser, der er mellem 100 og 400 millioner lysår store [se ”Superclusters and Voids in the Distribution of Galaxies,” af Stephen A. Gregory og Laird A. Thompson; Scientific American, marts, 1982]. Meget af dette billede er baseret på arbejde af Jaan Einasto fra Tartu Observatory i Estonian S.S.R.

         Detektionen af en massiv neutrino er meget mere problematisk. For adskillige år siden tildelte fysikere neutrinoen en hvilemasse på nul, men nogle mere nylige teorier for elementarpartikler antyder, at neutrinoen har en lille masse. Adskillige former for eksperimenter er i gang for at søge at detektere den. I den mest direkte metode kan massen sluttes, hvis visse variationer findes i radioaktive isotopers henfaldshastighed. I 1980 målte Valentin Lubimov, Evgeny Tretyakov og deres kolleger på Institute of Experimental and Theoretical Physics i Moskva henfaldshastigheden for tritium, hydrogens radioaktive isotop. På det tidspunkt rapporterede de resultater, der var konsistente med en lille, men ikke nul, neutrinomasse, mellem 14 og 46 elektronvolt, som er mindre end en titusindedel af elektronens masse. For nylig har de samme forskere bekræftet deres resultater og indsnævret fejlmargen: de rapporterer nu en neutrinomasse på fra 20 til 40 elektronvolt.

Uheldigvis har der ikke været nogen uafhængig bekræftelse af disse resultater og derfor er der ingen enighed om spørgsmålet om neutrinomasse. En anden form for eksperiment, som først er udført af Ettore Fiorini fra University of Milan, er baseret på hastigheden af en form for radioaktivt henfald, der kaldes dobbelt-beta henfald, som observeres i visse isotoper. Fiorini har rapporteret, at  neutrinomassen ikke kan være større end 10 til 20 elektronvolt baseret på henfaldshastigheden af isotopen germanium 76. Metoden er mindre direkte end målingen af tritium henfald; resultaterne af Fiorinis eksperiment kan kun tolkes som et mål for neutrinomasse, hvis det antages, at neutrinoen er sin egen antipartikel. På den anden side, hvis neutrinoen og antineutrinoen er distinkte, bliver dobbelt-beta henfaldet af germanium 76 modificeret og en værdi for neutrinomassen kan ikke sluttes.

         En tredje metode at detektere neutrinomasse på blev først foreslået af Bruno M. Pontecorvo fra Joint Institute of Nuclear Research at Dubna i U.S.S.R. Metoden udnytter den kendsgerning, at der er tre slags neutrino: elektronneutrinoen, muonneutrinoen og tauneutrinoen. Hvis de tre slags neutrino har masse, hvis de tre slags kan dukke op med varierende sandsynlighed og hvis forskellen mellem kvadratet på masserne af hver af to slags neutrino ikke er lig med nul, betyder kvantemekanikken, at de tre slags neutrino kunne oscillere, eller frit veksle deres identiteter. Da oscillationerne forårsager, at populationen af en slags neutrino ville variere med tiden, burde oscillationerne kunne detekteres som en ændring af, f.eks., elektronneutroner langs en neutronstråles sti. Adskillige sådanne eksperimenter er blevet udført i de seneste få år, først i 1980 af Frederick Reines og hans kolleger på University of California at Irvine og senere af Felix H. Boehm og hans kolleger på California Institute of Technology og af andre arbejdere. På tidspunktet, da dette skrives, har ingen eksperimentel gruppe rapporteret utvetydige vidnesbyrd for neutrinooscillationer. Uheldigvis kunne fraværet af oscillationer bare vise, at forskellen mellem kvadratet på masserne af to slags neutrino er nul; manglende detektion af oscillationer er derfor konsistent med en endelig, eller ikke nul, neutrinomasse.

         Den herskende indstilling blandt fysikere er, at de eksperimentale resultater endnu ikke retfærdiggør en fast konklusion om neutrinoens masse. Ikke desto mindre er de kosmologiske konsekvenser vidtrækkende, hvis vidnesbyrdene for masse accepteres. Et tidligt forslag for mere end et årti siden af Semyon Gershtein fra Serpukhov Institute of Physics i U.S.S.R. og en af os (Zel’dovich), György Marx og en af os (Szalay) på Eötvös University antydede, at massive neutrinoer kunne give et dominerende bidrag til massen og udviklingen af universet som helhed. Dette forslag blev fremsat samtidigt af Ramanath Cowsick og John McClelland fra University of California at Berkeley. En massiv neutrino ville også uundgåeligt føre til pandekagelignende strukturer på store skalaer. Før vi diskuterer denne virkning, vil det imidlertid være nyttigt at beskrive en tidligere version af pandekageteorien, en teori, der til sidst dumpede visse kritiske observationsprøver, men som har givet anledning til den nuværende, mere succesfulde teori.

Astrofysikere mener, de har en temmelig sund forståelse af de fysiske processer, der må have fundet sted efter de første få millisekunder af big bang. Energien af partikler, der kolliderede med hinanden på det tidspunkt, var ikke større end de energier, der typisk opnås i små partikelacceleratorer, og derfor dukker der et billede af det tidlige univers frem, når man overvejer en tæt væske af partikler, hvis individuelle egenskaber er velkendte. Langt de mest rigelige partikler i væsken var fotonen, elektronen og de tre arter neutrino; kun relativt små antal protoner og neutroner var levnet fra annihilationer, der fandt sted i en tidligere epoke. Elektronerne og neutrinoerne forblev i tæt kontakt gennem det meste af det første sekund og blev kontinuerligt skabt og annihileret. Hyppige kollisioner blandt dem garanterede, at energien blev fordelt tilfældigt gennem hele væsken; med andre ord blev partiklerne holdt i termisk ligevægt. Efterhånden som universet ekspanderede, dalede partiklernes tæthed og kollisionerne blev mindre hyppige. Fordi en fotons energi varierer omvendt med dens bølgelængde, dalede fotonernes middelenergi efterhånden, som deres bølgelængde udvidede sig sammen med resten af universet og derfor begyndte universet at afkøles.

         Nylige teoretiske undersøgelser, der har søgt at forene naturens fundamentale kræfter, kan nu se endnu længere tilbage end det første millisekund i universets historie. Teorierne kaldes store forenede teorier fordi, de forsøger at forstå den elektromagnetiske kraft, den svage kernekraft og den stærke kernekraft som distinkte lavenergi manifestationer af et enkelt, underliggende fænomen. (Gravitation, den fjerde fundamentale kraft, er endnu ikke blevet indlemmet.) Energitætheden, ved hvilken de tre kræfter ophører med at være distinkte, svarer til universets energitæthed blot 10^-35 sekund efter begyndelsen af big bang. Det tidlige univers er derfor kommet til at blive betragtet som et laboratorium til afprøvning af de store forenede teoriers forudsigelser.

         En af teoriernes forudsigelser er, at hvis stoffets tæthed skal svinge i ekspansionens tidlige trin, skal tætheden af fotonerne, eller strålingen, også svinge. Ikke desto mindre skal forholdet mellem stoffets tæthed og strålingens tæthed altid forblive det samme. Ifølge den almene relativitetsteori er energi og stof ækvivalente som en kilde til gravitation og bestemmer rumtidens geometri. En svingning i tætheden af masse og energi forårsager derfor en svingning i gravitationsfeltet, hvilket er ækvivalent til en svingning i rumtidens krumning. Den omfattende teori for sådanne svingninger i det ekspanderende univers, behandlet indenfor den almene relativitetsteoris rammer, blev udviklet i 1946 af Eugene M. Lifshitz fra Institute for Physical Problems i Moskva.

Det forekommer fornuftigt at antage, at der må have eksisteret svingninger i det tidlige univers over et bredt område af mulige skalaer. Vi gør antagelsen primært af sparsommelighedsgrunde: det ville forekomme helt tilfældigt, hvis de første svingninger kun udvalgte områder af f.eks. galaktisk skala. Der er imidlertid en øvre grænse for størrelsen af svingninger, der kan perciperes af enhver observatør på et givet tidspunkt. Den grænse er observatørens rumlige horisont, som er en kugle, centreret i observatøren, hvis radius er lig med den afstand lys kan bevæge sig i tiden siden begyndelsen af big bang. I standardmodellen for big bang skaber den første ekspansion af rum og tid imidlertid et univers, der er langt større end enhver enkelt observatørs rumlige horisont. På den anden side, fordi universets ekspansion menes at nedsætte hastigheden, kommer stigende mængder masse indenfor enhver observatørs horisont. Svingninger, som ikke kunne detekteres i det tidlige univers, bliver detekterbare senere, fordi de begynder at blive omfattet af observatørens udvidende horisont.

En observatørs horisont

Når en svingning en gang er indenfor en observatørs horisont, beskrives den fyldestgørende af klassisk, ikke relativistisk gravitationsteori. Der tager den form af en observerbar forstyrrelse i væskens tæthed. Der er to konkurrerende virkninger på enhver pakke af stof og stråling, der bevæger sig sammen: gravitationen forsøger at kollapse pakken og tryk, forårsaget af den kaotiske bevægelse af partiklerne og strålingen, har tendens til at sprede pakken i rummet. På store skalaer vinder gravitationen altid. Tryk kan ikke modstå kollapsen, så partikler bliver tiltrukket til områder med højeste tæthed. Desuden, når gravitationskollaps en gang begynder, kan den samlede masse tiltrække mere fjern masse og stråling og derfor forstærkes enhver begyndende ustabilitet. Stof samles i nogle områder og bliver fortyndet i andre.

Hvis suppen af partikler og stråling, der udgør det tidlige univers, betragtes som værende en ideal gas, er virkningerne af en tæthedssvingning, overlejret på gassen, ligefremme. Enhver lokal sammenpresning af tætheden over en tilstrækkelig stor masse vil udløse gravitationel ustabilitet og føre til begyndende kollaps. På mindre skalaer er gravitationen imidlertid ikke stærk nok til at overvinde forøgelsen af gassens tryk forårsaget af stigningen i tæthed. Den sammenpressede pakke gas vil derfor reagere og blive fortyndet og svingningen vil udbredes nøjagtig som en lydbølge, dvs., ved den periodiske sammenpresning og fortynding af mediet, den bevæger sig igennem.

         De fleste lydbølger i luften uddør på nogle få gange ti meter fordi, de partikler, der udgør trykbølgerne, spredes og deres kohærente bevægelse spredes som varme. På en lignende måde taber lydbølger i det kosmiske miljø, dannet af svingningerne, deres energi og dør bort ved alle undtaget de længste bølgelængder. Endvidere er partiklerne og fotonerne i det tidlige univers alt for tæt pakket til at blive behandlet som en ideal gas. I de første 300.000 år af big bang var foton strålingen energirig nok til at holde alt stof ioniseret. Fotoner var mere talrige end elektroner med en faktor på omkring 100 millioner; de frie elektroner, som senere ville være bundet til atomkerner, var derfor under konstant bombardement af fotonerne, frit spredende fotonerne og blivende spredt af dem. Resultatet var en tyk, sejtflydende væske af elektroner og fotoner i hvilken, ingen partikel kunne bevæge sig ret langt uden at blive spredt.

         Strålingens spredning af de frie elektroner gør enhver flytning af elektronerne gennem strålingen meget lig en bevægelse gennem sej, kold sirup. Derved hindrer væskens sejhed væksten af gravitationelle ustabiliteter, der alene kunne være forårsaget af tilvæksten af stof. Desuden, som i den ideale gas, holder strålingens store tryk stof og stråling fra at kollapse sammen under gravitationens træk på alle undtaget tilstrækkeligt store skalaer. De tilbageværende svingninger inde i den seje væske, dvs. dem, der overlever gravitationel kollaps, kan betragtes som lydbølger.

         Som vi har nævnt, kræver de store forenede teorier, at forholdet mellem fotonernes tæthed og stoffets tæthed altid forbliver det samme: i en svingnings sammenpresningsfase skal sammenpresningen af fotonerne derfor svare til sammenpresningen af partiklerne med masse. Hvis afstanden, der tilbagelægges af en foton i tiden siden begyndelsen af big bang, imidlertid er større end afstanden tværs over en svingnings sammenpressede område, vil fotonen ikke tage del i sammenpresningen men i stedet sprede sin del af svingningens energi. Da fotonerne er langt mere talrige end partiklerne med masse, bærer de næsten al svingningernes energi og derfor vil svingninger på en skala, der er mindre end den gennemsnitlige radiale flytning af en foton i tiden siden big bang, blive dæmpet bort.

EN JÆVN FORDELING AF PARTIKELHASTIGHEDER opstår fra en svingning med en enkelt bølgelængde; partikler tiltrækkes tyngdemæssigt til områder med den højeste tæthed og derfor afhænger en partikels hastighed af dens afstand fra et sådant område som vist i grafen øverst til venstre. I grafen nederst til venstre er hver partikels hastighed givet ved hældningen af den linie, der repræsenterer dens bane. Banerne har tendens til at løbe sammen og danne områder med forhøjet tæthed. Således forstærkes de jævne svingninger. Hvis svingningerne er tilfældige over alle bølgelængder (øverst til højre), løber banerne ikke sammen (nederst til højre).

En fotons sti kan sammenlignes med stien hos en drukkenbolt, der vakler væk fra en lampestander i enhver retning med lige stor sandsynlighed. For at vandre en afstand bort fra lampestanderen, der svarer til N trin, når han er ædru, skal drukkenbolten tage N² trin. På samme måde skal fotonen spredes N² gange for at bevæge sig en radial afstand lig med den afstand, den ville bevæge sig, hvis den strømmede frit. Til trods for at de bliver spredt af elektronerne, udbreder fotonerne sig radialt udad gennem omgivelserne så hurtigt, at de spreder energien fra alle undtaget de største svingninger. Ved den tid, hvor universet afkøles nok til, at atomkernerne indfanger de frie elektroner, har fotonerne udbredt sig gennem et område af universet, hvis masse er omkring 10¹⁴ gange vor sols. Alle begyndelsessvingninger, der omfatter en masse mindre end denne mængde slettes derfor.

Når elektronerne endelig kombinerer for at danne atomer, ophører stoffet og strålingen med at vekselvirke og strålingen strømmer væk uafhængigt af atomerne. Væskens sejhed falder brat og de svingninger, der har overlevet den tidligere æra med strålingsdominerede vekselvirkninger, hindres ikke mere i at blive forstærket. Derefter skrider gravitationel ustabilitet frem med fuld kraft.

         Det pludselige fravær af strålingstryk har en dominerende virkning ved at bestemme formen og strukturen af de første objekter, der dannes. Termisk tryk virker altid isotropisk, eller lige meget i alle retninger, og hvis strålingstrykket var forblevet sammenligneligt i styrke med gravitationen ville alle kollapsede objekter have haft næsten perfekt kuglesymmetri. Anisotropier udvikler sig, fordi trykket er fuldstændig ubetydeligt op til kollapsens sidste øjeblikke.

         På grund af manglen på strålingstryk til at modvirke indfaldet, er gravitationel ustabilitet yderst effektiv til at feje næsten alt stoffet ind i sammenpressede højtæthedsområder af rummet. Overvej det følgende argument. Langs hver en af de tre rumlige akser kan stoffet være enten sammenpresset eller fortyndet; antag for enkelhedens skyld at sandsynligheden for at stoffet er sammenpresset langs en af akserne er en halv. Brøkdelen af gas, der ikke vil være sammenpresset langs en af akserne er en halv i tredje potens, eller en ottendedel. Dette resultat har øjeblikkelige betydninger for den rumlige struktur, der efterfølger kollapsen. På et tidligt trin, da tætheden stadig er næsten ensartet, inkluderer egnene, der er bestemt til at blive sammenpresset, omkring syv-ottendedele af alt stof. Disse egne omgiver mindre bobler af stof, som aldrig kollapser; boblerne er bestemt til at blive tomrum. Efter kollapsen optager de sammenpressede egne kun en ottendedel af rummets rumfang; de små bobler, som indeholder en ottendedel af stoffet udvider sig for at udfylde de resterende syv ottendedele af rumfanget. Begyndelsestilstandens topologi er bevaret. Det endelige resultat er en cellestruktur dannet af tynde vægge og tråde af sammenpresset stof, der indeslutter enorme tomrum.

DEN TOPOLOGISKE STRUKTUR AF DE SVINGNINGER, der overlever filtrering i universets tidlige trin, er bevaret i strukturen af galaksesuperhobe og tomrum. Til venstre er universets tæthed næsten ensartet. Hvis sandsynligheden for fortynding, forårsaget af en lille svingning i tætheden langs en af akserne, er en halv, er sandsynligheden for at en hvilken som helst egn fortyndes langs alle tre akser en ottendedel. Sådanne egne er vist med hvidt; i begyndelsen optager de kun en ottendedel af universets rumfang og inkluderer omkring en ottendedel af dets masse (venstre). Gravitationen sammenpresser de farvede egne langs en eller flere akser. Disse egne, som inkluderer omkring syv ottendedele af universets masse, kollapser og danner et spindelvæv af tråde, der med tiden kun fylder en ottendedel af rummets rumfang (højre). Områderne, som i begyndelsen var fortyndede, udvider sig og danner tomrum, der fylder de resterende syv ottendedele af universet.

De sammenpressede egnes form kan forudsiges ud fra lignende overvejelser. Det er yderst usandsynligt, at et kubisk rumfang af stof, der er bestemt til kollaps, vil danne en kugle. En sådan kollaps ville kræve en tilpasning af både retning og størrelse af svingningerne langs alle tre komponenter til hvilke, enhver tilfældig kollaps kan opløses. Det er meget mere sandsynligt, at kuben først ville kollapse langs en tilfældigt valgt akse og at den ville kollapse eller udvide sig langsommere langs de andre to akser. Den påfølgende fordeling af stof er yderst anisotropisk. Da massen inde i det kubiske rumfang ikke ændrer sig, efterhånden som både kubens tykkelse og rumfang mindskes, bliver tætheden yderst høj og en flad pandekage dannes.

         I begyndelsen udvikler pandekagerne sig i isolerede egne, men de vokser snart til tynde flader, der skærer hinanden og danner cellestrukturen. Numeriske simulationer udført ved hjælp af store computere antyder, at universet først for nylig har fået en cellestruktur. I fremtiden, efterhånden som større klumper af stof dannes, forventes cellestrukturen at forsvinde. Derfor er det kun i et mellemliggende trin af den kosmiske udvikling, at begyndelsessvingningerne i krumningen afspejles af stoffets struktur. Vidnesbyrd fra observationer viser, at ud fra udviklingen af storskala strukturs perspektiv er universet hverken meget ungt eller meget gammelt.

Der er to store vanskeligheder ved pandekageteorien, som vi har beskrevet den indtil videre. For det første, husk, at de mindste svingninger, der overlever strålingsæraen, omfatter en masse på 10¹⁴ sole. Struktur i fordelingen af galakser findes imidlertid på meget større skalaer. Numeriske simulationer begunstiger en teori i hvilken, de mindste svingninger, der dukker frem fra strålingsæraen, er på en skala af 10¹⁵ eller 10¹⁶ sole.

Den anden vanskelighed er mere alvorlig. Fordi mikrobølgebaggrundsstrålingen har udbredt sig frit, lige siden fotonerne og elektronerne ophørte med at vekselvirke, afspejler variationer i strålingens temperatur hen over himlen oprindelige uensartetheder i fordelingen af stof. På den tid, da den originale pandekageteori blev formuleret, var den øvre grænse for temperaturvariationen over hele himlen omkring en del af 1.000. Ifølge det mente man, at stof uensartetheder i det tidlige univers kunne have været så store som en tredjedel af temperaturvariationen, eller en del af 3.000. For nylig er der blevet sat mere stramme grænser for variationen af strålingstemperaturen af Francesco Melchiorri og hans samarbejdspartnere på University of Florence og University of Rome og af Yuri N. Parijskijin fra Pulkovo Observatory i Leningrad. Den nye øvre grænse er en variation på mindre end en del af 30.000 over en vinkel på seks grader.

Konturer af høj tæthed

         Svingningerne, der var krævet af den originale version af pandekageteorien, var konsistente med den tidligere vurdering af temperaturvariationerne, men overensstemmelsen med den nye vurdering er kun begrænset. Desuden, hvis den overordnede tæthed af stof og energi i universet er så lille, at den nuværende udvidelse vil fortsætte for evigt, er overensstemmelsen tabt. På en kosmisk skala ville gravitationens kraft have været så svag i nylige epoker, at svingningerne må have fuldført deres vækst og kollapset på et meget tidligere tidspunkt, da stoffets tæthed var meget større end den er i dag. Sådanne svingningers amplitude ville imidlertid have været alt for stor til at være forenelig med mikrobølgebaggrundens ensartethed. På den anden side, hvis begyndelsessvingningerne havde været små nok til at være forenelige med strålingsbaggrunden, ville galaksernes fødsel i praksis være blevet umulig.

         Hvis universet er tæt nok til, at svingningernes amplitude marginalt kan forenes med baggrundens ensartethed, opstår et andet problem. Så kan der ikke redegøres for tætheden alene ved den totale masse af lyst stof, synligt som stjerner, tåger, galakser og lignende. I stedet må universet hovedsagelig være lavet af mørkt stof. Denne udledning er ikke ny. Studier af vor galakses rotation og andre spiralgalakser har vist, at rotationshastighederne for stjerner i periferien af en galakse ikke er konsistente med Keplers love. Disse love erklærer, at rotationshastigheden burde falde med voksende afstand fra en galakses center, ligesom en planets banehastighed falder med dens afstand fra solen. Perifere stjerner sætter imidlertid ikke hastigheden ned; deres rotationshastigheder er groft udtrykt konstante og uafhængige af deres afstand fra det galaktiske center. P. James E. Peebles og Jeremiah P. Ostriker fra Princeton University og Einasto foreslog samtidigt, at dilemmaet ville blive løst, hvis haloer af usynligt stof udgør størstedelen af spiralgalaksers masse. Et indirekte argument antyder, at mørkt materiale kan være tilstede i endnu større mængder inde i grupper og hobe af galakser. Sådanne systemer ville flyve fra hinanden på en uberegnelig kort tid, hvis det ikke var for det mørke stofs gravitationelle tiltrækning. Det vurderes, at mørkt stof kan udgøre 90 procent af universets masse.

En ny komponent af universet var hårdt tiltrængt for at redde pandekageteorien og en kilde til mørkt stof behøvedes for at redegøre for galaksers bevægelse. En naturlig kandidat til begge formål var neutrinoen, skønt visse andre eksotiske, men stadig ikke detekterede, partikler, som en massiv fotino eller en massiv gravitino, kunne tjene samme kosmologiske funktion. Teorier om elementarpartikler forudsiger, at i det første millisekund af big bang blev en bred variation af svagt vekselvirkende partikler vedligeholdt i termisk ligevægt. Mange sådanne partikler kunne stadig overleve og forudsat, at de er stabile, kunne de have vidtrækkende betydninger for kosmologi. Da neutrinomassen kan måles eksperimentelt, vil vi i resten af denne diskussion henvise til neutrinoen. Selv om det viser sig, at neutrinoen ikke har nogen masse er pandekageteorien ikke desto mindre ikke modbevist.

         Husk, at i big bangs første sekund inkluderede den oprindelige suppe en overflod af neutrinoer. Selv i dag er forholdet mellem fotoner og alle tre slags neutrino kun 11 til 9. Neutrinoer, ulig protoner, elektroner og selv fotoner, vekselvirker så svagt med andre partikler, at de begynder at flyde frit gennem væsken længe før fotonerne. Derfor kan neutrinoerne, som i begyndelsen bevæger sig med lysets hastighed, rejse længere end fotonerne i universets tidlige trin. Ved slutningen af strålingsæraen har neutrinoerne spredt svingninger på en større skala end fotonerne alene kunne have gjort.

En massiv neutrino kan ikke fortsætte uendeligt med at bevæge sig med lysets hastighed. Når fotonernes energitæthed falder under den energi, der omtrent svarer til neutrinoens hvilemasse, begynder neutrinoen at sætte farten ned og bevæge sig med en hastighed, der passer til dens energi.  Hvis neutrinoens masse er 30 elektronvolt, vil faldet i hastighed begynde et godt stykke tid før atomkernernes indfangning af de frie elektroner. Indfangningen må vente til baggrundsenergien bliver reduceret til 0,1 elektronvolt, energien ved hvilken hydrogen ioniseres af den tætte væske af fotoner. Skønt neutrinoerne fortsætter med at slette svingningerne, mens de sætter farten ned, bliver de mere og mere udsat for at blive fanget af store svingninger, der endnu ikke er blevet udjævnet. Richard Bond fra Stanford University og en af os (Szalay) har vurderet den maksimale skala over hvilken, neutrinoerne frit kan strømme før de fanges og som konsekvens heraf den minimale skala over hvilken svingningerne ikke slettes. Skalaen svarer til en nuværende afstand på 100 millioner lysår og en masse på 10¹⁵ til 10¹⁶ sole. Overensstemmelsen med størrelsen og massen af galaksesuperhobene, der nu observeres, er slående.

Afbrydelser i stoffets tæthed

         Hvordan kan sådanne svingninger være forenelige med den observerede ensartethed af baggrundsstrålingen? Neutrinoerne ophører med deres sletning af svingningerne i krumningen før slutningen af strålingsæraen, men ulig elektronerne bliver deres bevægelser ikke hindret af væskens sejhed. Neutrinoer kolliderer så sjældent med fotoner eller elektroner, at de ikke er udsat for modstand fra sejheden.  Gravitationelle ustabiliteter blandt neutrinoerne kan derfor begynde at udvikle sig før slutningen af strålingsæraen og derfor kan de vokse over meget længere tid end almindeligt stofs svingninger kan. Begyndelsesamplituden af neutrinosvingningerne, der er nødvendige for at redegøre for de nuværende uensartetheder i stoffet, kunne derfor have været meget mindre end amplituden af svingninger, der var nødvendige i en blanding af stråling og almindeligt stof. Med massive neutrinoer bliver variationen af temperaturen af baggrundsstrålingen, der kræves for at frembringe de observerede stofansamlinger, reduceret med en størrelsesorden eller mere. Således kan teori og observationer forenes.

COMPUTERSIMULERING viser udviklingen af stor-skala svingninger i stoffets og energiens tæthed med tiden, idet man antager eksistensen af neutrinoer, der har en ikkenul masse. Pandekager og tråde udvikler sig som resultat af tyngdemæssig kollaps og stoffet i rummets resterende egne bliver mere og mere fortyndet. Den resulterende struktur minder om den fordeling af superhobe og tomrum, der observeres nu. I adskillige egne er der spidser og andre slags afbrydelser i tætheden, som kan genkendes og klassificeres ved hjælp af katastrofeteori. Simuleringen blev udført af George Efstathiou fra University of Cambridge.

Den nye version af pandekageteorien fører til en naturlig forklaring på oprindelsen af det mørke stof i universet. Den første kollaps af en pandekage fordeler de fleste af neutrinoerne vidt omkring, fordi de fleste af dem accelereres af kollapsen til store hastigheder i størrelsesordenen 1.000 kilometer i sekundet. Sådanne neutrinoer er bestemt til at fylde de mørke områder af det intergalaktiske rum. Andre neutrinoer bevæger sig imidlertid meget langsommere, fordi de i begyndelsen er nærmere pandekagens centrale plan og ikke gennemgår store accelerationer. Det tynde lag gas i nærheden af det centrale plan kondenserer og bryder op for at danne protogalakser. De langsomme neutrinoer samles af ansamlinger af almindeligt stof og stoffet nær centrum af protogalaksen fortsætter med at kondensere og danne stjerner. Neutrinoer i protogalaksens periferi deles imidlertid tyngdemæssigt og kondenserer aldrig; de bliver til det mørke stof i den galaktiske halo.

En mere detaljeret teori for galaksedannelse indenfor rammerne af den nye pandekageteori er nu under udvikling. Når en pandekage kollapser, passerer neutrinokomponenten af den kollapsende gas gennem pandekagens centrale plan uden vekselvirkning. Neutrinoernes tæthedsfordeling får skarpe afbrydelser af hvilke, nogle kan identificeres med rige hobe af galakser. Vladimir I. Arnold, matematiker på Moscow State University, har for nylig samarbejdet med astrofysikere om problemet og han har identificeret sådanne afbrydelser i den overordnede tæthedsfordeling med visse elementære strukturer i den gren af matematik, der kaldes katastrofeteori.

         Pandekageteorien, som den nu er blevet modificeret, giver dyb indsigt i karakteren og oprindelsen af universet nutidige struktur. Den er baseret på velkendte fysiske principper og på plausible antagelser om forholdene i det meget tidlige univers. Som en teori om oprindelsen til stor-skala struktur er den på ingen måde unik, skønt det nu forekommer, at både teori og observation peger i den almene retning, vi har udlagt. Ikke desto mindre er der mange vigtige spørgsmål, der skal løses, før teorien kan betragtes som fast etableret.

         Givet bekræftelsen af teorien er der to hovedlinier langs hvilke, den skal udvikles. For det første skal man beskæftige sig med universets finere struktur, dannelsen af den første generation stjerner fra en oprindelig gas, der var totalt fri for de tunge grundstoffer. For det andet skal man spørge, hvordan de begyndelsesforhold, der antages af pandekageteorien, opstod fra endnu tidligere epoker i universets historie. Forsøg er nu i gang på at vise, hvordan svingningerne med lille amplitude, som kræves af pandekageteorien, kunne fremkomme fra tidligere og meget mindre godt forståede fænomener. Disse forsøg er baseret på teorier, der endnu ikke er afgjort, men foreløbige resultater giver plads til optimisme, at vi ved århundredets slutning vil besidde en sammenhængende teori for universet.

* JOSEPH SILK, ALEXANDER S. SZALAY og YAKOV B. ZEL’DOVICH er astrofysikere, som arbejder på vidt adskilte institutioner. Silk er professor i astronomi på University of California at Berkeley. Hans Ph.D. i astrofysik er fra Harvard University. Han har været på Berkeley siden 1970, men han tilbragte det sidste akademiske år (1982-83) som besøgende på Institut d’Astrophysique i Paris. Han er forfatter til The Big Bang (W.H. Freeman and Company, 1980) og medforfatter sammen med John Barrow af The Left Hand of Creation,  som bliver publiceret af Basic Books senere i år. Szalay er assisterende professor i fysik på Eötvös University i Budapest. Han opnåede sin Ph.D. i astrofysik i 1975 fra den samme institution. Efter perioder af postdoktor studier på Berkeley, University of Chicago og Moscow University, vendte han tilbage til Eötvös University i 1980. Szalay skriver, at hans interesse for kosmologi var inspireret af Zel’dovich, som er professor i astrofysik på Moscow University og direktør for den teoretiske gruppe på Institute of Physical Problems i Moskva. Zel’dovich er medlem af Soviet Academy of Sciences og udenlandsk medlem af både Royal Society i England og National Academy of Sciences i U.S.A.

Fra The Large-Scale Structure of the Universe, Scientific American, oktober 1983, ss. 56-64.

3. januar, 2006.

Index