Den kosmiske symfoni
Ny observationer af den kosmiske
mikrobølge baggrundsstråling viser, at det tidlige univers genlød af harmoniske
svingninger
Wayne Hu & Martin White*
I begyndelsen var der lys. Under det tidlige univers' intense forhold afgav ioniseret stof stråling, der var fanget inde i det som lys i en tæt tåge. Men efterhånden som universet ekspanderede og afkøledes, kom elektroner og protoner sammen og dannede neutrale atomer og stoffet mistede sin evne til at fange lys. Idag, omkring 14 milliarder år senere, danner fotonerne fra det store udslip af stråling den kosmiske mikrobølge baggrund (CMB).
|
Oversigt: Kosmisk akustik |
|
Juster et TV mellem kanalerne og omkring 1 procent af støjen, man ser, er fra CMB. Når astronomerne afsøger himlen efter disse mikrobølger, finder de, at signalet ser næsten ens ud i alle retninger. CMB's allestedsnærværelse og konstans er et tegn på, at den kommer fra en enklere fortid, længe før strukturer som planeter, stjerner og galakser dannedes. På grund af denne enkelhed kan vi forudsige CMB's egenskaber med fortræffelig nøjagtighed. Og i de seneste år har kosmologerne været i stand til at sammenligne disse forudsigelser med mere og mere præcise observationer fra mikrobølge teleskoper båret af balloner og rumfartøjer. Denne forskning har bragt os nærmere til besvarelsen af nogle ældgamle spørgsmål: Hvad er universet lavet af? Hvor gammelt er det? Og hvor kom objekterne i universet, inkluderende vort planethjem, fra?
Arno Penzias og Robert Wilson fra AT&T Bell Laboratories detekterede CMB strålingen i 1965, mens de prøvede at finde kilden til en mystisk baggrundsstøj i deres radioantenne. Opdagelsen etablerede big bang teorien, som erklærer, at det tidlige univers var en varm, tæt plasma af ladede partikler og fotoner. Siden den tid er CMB blevet afkølet af universets ekspansion og det er yderst koldt idag - sammenligneligt med strålingen der frigives af et legeme med en temperatur på 2,7 kelvin (dvs. 2,7 grader Celsius over absolut nul). Men da CMB blev udløst, var dens temperatur næsten 3.000 kelvin (eller omkring 2.727 grader C).
I 1990 målte en satellit kaldet COBE (for Cosmic Background Explorer) CMB strålingens spektrum og viste at det havde nøjagtigt den forventede form. Men denne betydningsfulde bedrift blev imidlertid overskygget af COBE's detektion af små variationer - på niveauet en del af 100.000 - i CMB's temperatur fra sted til sted på himlen. Observatører havde ledt flittigt efter disse variationer i mere end to årtier, fordi de udgør nøglen til forståelse af oprindelsen til struktur i universet: hvordan den oprindelige plasma udviklede sig til galakser, stjerner og planeter.
Siden da har forskerne brugt mere og mere raffinerede instrumenter til at kortlægge temperaturvariationerne i CMB. Kulminationen på denne indsats var opsendelsen i 2001 af Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), som bevæger sig rundt om solen i et kredsløb 1,5 millioner kilometer hinsides Jordens. Resultaterne fra WMAP afslører, at CMB temperaturvariationerne følger et distinkt mønster, der forudsiges af kosmologisk teori: de varme og kolde pletter i strålingen falder i karakteristiske størrelser. Hvad mere er, forskerne har kunnet bruge disse data til præcist at vurdere universets alder, sammensætning og geometri. Processen er analog med at bestemme konstruktionen af et musikinstrument ved at lytte omhyggeligt til dets toner. Men den kosmiske symfoni frembringes af nogle meget mærkelige spillere og ledsages af endnu mærkeligere sammenfald, der skriger efter forklaring.
Vor grundlæggende forståelse af fysikken bag disse observationer daterer sig tilbage til sent i 1960'erne, da James E. Peebles fra Princeton University og kandidatstuderende Jer Yu erkendte, at det tidlige univers ville have indeholdt lydbølger. (Næsten samtidigt kom Yakov B. Zel'dovich og Rashid A. Sunyaev fra Moscow Institute of Applied Mathematics til meget lignende konklusioner.) Da strålingen stadig var fanget af stoffet, opførte det stramt koblede system af fotoner, elektroner og protoner sig som en enkelt gas, hvor fotonerne spredtes bort fra elektronerne som rikochetterende kugler. Som i luften ville en lille forstyrrelse i gassens tæthed have udbredt sig som en lydbølge, et tog af lette sammenpresninger og fortyndinger. Kompressionerne opvarmede gassen og fortyndingerne afkølede den, så enhver forstyrrelse i det tidlige univers resulterede i et skiftende mønster af temperatursvingninger.
Da afstandene i universet voksede
til en tusindedel af deres nuværende størrelse - omkring 380.000 år efter big
bang - faldt gassens temperatur nok til, at protonerne kunne indfange
elektronerne og blive til atomer. Denne overgang, kaldet rekombination, ændrede
situationen dramatisk. Fotonerne blev ikke længere spredt af kollisioner med
ladede partikler, så for første gang bevægede de sig stort set uhindret gennem
rummet. Fotoner, der blev frigjort fra varmere, tættere områder, var mere
energirige end fotoner udsendt fra fortyndede områder, så mønsteret af varme og
kolde pletter, der forårsagedes af lydbølger blev frosset ind i CMB. På samme
tid blev stoffet frigjort fra det strålingstryk, der havde modstået
sammentrækningen af tætte klumper. Under gravitationens tiltrækkende
indflydelse forenedes de tætte områder til stjerner og galakser. Faktisk er en
af 100.000 variationerne observeret i CMB af den eksakt rette amplitude for at
danne de stor-skala strukturer, vi ser idag [se "Læsning af skabelsens
blåtryk," af Michael A. Strauss].
Men hvad var drivkraften, kilden til de
første forstyrrelser, der udløste lydbølgerne? Spørgsmålet er vanskeligt.
Forestil dig som en observatør der er vidne til big bang og den efterfølgende
ekspansion. På ethvert givet tidspunkt vil du kun se et endeligt område af
universet, som omfatter afstanden lyset har bevæget sig siden big bang.
Kosmologer kalder randen af dette område for horisonten, stedet hinsides
hvilket man ikke kan se. Dette område vokser hele tiden indtil, det når radius
af det observerbare univers idag. Da information ikke kan overføres hurtigere
end lyset, definerer horisonten kuglen af indflydelse af enhver fysisk
mekanisme. Når vi går baglæns i tid for at lede efter oprindelsen til struktur
af en bestemt fysisk størrelse, bliver horisonten mindre end strukturen. Derfor
kan ingen fysisk proces, der adlyder kausalitet, forklare strukturens
oprindelse. I kosmologi kendes dette problem som horisont problemet.
Heldigvis løser inflationsteorien horisont
problemet og den giver også en fysisk mekanisme til udløsning af de oprindelige
lydbølger og frøene til al struktur i universet. Teorien bruger en ny form for
energi, som er båret af et felt kaldet "inflaton," der forårsagede en
accelereret ekspansion af universet i de allerførste øjeblikke efter big bang.
Som resultat er det univers, vi ser idag, kun en lille brøkdel af det
observerbare univers før inflationen. Endvidere giver kvantefluktuationer i
inflaton feltet, forstørret af den hurtige ekspansion, de første forstyrrelser,
der er tilnærmet ens på alle skalaer - dvs. forstyrrelserne i små områder har
samme størrelse som dem, der påvirker store områder. Disse forstyrrelser bliver
til svingninger i energitætheden fra sted til sted i den oprindelige plasma.
Vidnesbyrd, der støtter inflationsteorien,
er nu blevet fundet i det detaljerede mønster af lydbølger i CMB. Fordi
inflationen frembragte tæthedsforstyrrelserne på en gang essentielt i
skabelsens første øjeblik, blev faserne af alle lydbølgerne synkroniseret.
Resultatet var et lydspektrum med overtoner meget som et musikinstruments.
Overvej hvad der sker, når man blæser ind i et rør, der er åbent i begge ender.
Lydens fundamentale frekvens svarer til en bølge (også kaldet en vibrationstoneart)
med maksimal luftforskydning i hver ende og minimum forskydning i midten. Den
fundamentale tonearts (grundtonen, o.a.) bølgelængde er to gange rørets længde.
Men lyden har også en serie overtoner svarende til bølgelængder, der er
heltallige brøkdele af den fundamentale bølgelængde: en halv, en tredjedel, en
fjerdedel og så videre. Sagt på en anden måde er overtonernes frekvenser to,
tre, fire eller flere gange så høje som den fundamentale frekvens. Overtoner er
det, der udmærker en Stradivarius fra en almindelig violin; de tilfører lyden
fylde.
Universets
Tidslinie
|
BRYAN CHRISTIE DESIGN |
|
Mens inflationen ekspanderede universet voksede plasmaen af
fotoner og ladede partikler langt hinsides horisonten (randen af det område
en hypotetisk betragter efter inflationen ville se efterhånden som universet
udvider sig). Under rekombinationsperioden omkring 380.000 år senere dannedes
de første atomer og den kosmiske mikrobølge baggrunds (CMB) stråling blev udsendt. Efter endnu 300 millioner år
gen-ioniserede stråling fra de første stjerner det meste af brint og helium. |
Lydbølgerne
i det tidlige univers er på samme måde bortset fra, at vi nu skal forestille
os, at bølgerne svinger i tid i stedet for rum. I denne analogi repræsenterer
rørets længde det endelige tidsrum, hvor lydbølgerne bevægede sig gennem den
oprindelige plasma; bølgerne starter ved inflationen og slutter ved
rekombinationen omkring 380.000 år senere. Antag, at et bestemt område af
rummet har en maksimal positiv forskydning - dvs. maksimal temperatur - ved
inflationen. Når lydbølgerne udbredes, vil områdets tæthed begynde at svinge,
først med retning mod middeltemperatur (minimal forskydning) og så mod minimal
temperatur (maksimal negativ forskydning). Den bølge, der får området til at nå
maksimal negativ forskydning nøjagtigt ved rekombinationen, er det tidlige
univers' fundamentale bølge. Overtonerne har bølgelængder, der er heltallige
brøkdele af den fundamentale bølgelængde.
Kosmisk
Harmoni
|
Det tidlige univers’ lydspektrum havde overtoner, der lignede et
musikinstruments. Hvis man blæser ind i et rør, svarer lyden til en bølge med
maksimal luftsammentrykning (blå)
ved mundstykket og maksimal fortynding (rød)
ved bundstykket. Men lyden har også en serie overtoner med kortere
bølgelængder, der er heltallige brøkdele af den fundamentale bølgelængde.
(Bølgelængderne af den første, anden og tredje overtone er en halv, en
tredjedel og en fjerdedel så lange.) |
|
LYDBØLGER I ET RØR
|
|
Lydbølger svingede også i det tidlige univers’ plasma. Efter
inflationen sammentrykkede den fundamentale bølge nogle områder af plasma og
fortyndede andre og forårsagede, at CMB strålingens temperatur i områderne
nåede maksimum (blå) og minimum (rød) værdier på tidspunktet for
rekombinationen. Overtonerne svingede to, tre eller flere gange så hurtigt og
fik mindre områder til at nå maksimum og minimum CMB temperaturer på
tidspunktet for rekombinationen. |
|
AKUSTSKE SVINGNINGER I DET TIDLIGE UNIVERS
BRYAN CHRISTIE DESIGN |
Når disse
overtoner svinger to, tre eller flere gange så hurtigt som den fundamentale
bølge, får de mindre områder af rummet til at nå maksimal forskydning, enten
positiv eller negativ, ved rekombinationen.
Hvordan udleder
kosmologerne dette mønster fra CMB? De plotter temperaturvariationernes
størrelse mod størrelsen af de varme og kolde pletter i en graf kaldet et
kraftspektrum. Resultaterne viser, at områderne med de største variationer
strækker sig omkring en grad tværs over himlen, eller næsten to gange
fuldmånens størrelse. (På tidspunktet for rekombinationen havde disse områder
diametre på omkring en million lysår, men på grund af universets 1.000 ganges
ekspansion siden da strækker hvert område sig nu over næsten en milliard
lysår.) Denne første og højeste spids i kraftspektret er vidnesbyrd om den
fundamentale bølge, som sammenpressede og fortyndede områderne af plasma
maksimalt på tidspunktet for rekombinationen. De efterfølgende spidser i
kraftspektret repræsenterer temperaturvariationerne, der var forårsaget af
overtonerne. Serien af spidser støtter stærkt teorien om, at inflationen
udløste alle lydbølgerne samtidigt. Hvis forstyrrelserne var blevet frembragt
kontinuerligt i tidens løb, ville kraftspektret ikke være så harmonisk ordnet.
For at vende tilbage til vor rør analogi så overvej den mislyd, der ville
komme, hvis man blæste ind i et rør, der havde huller boret tilfældigt i hele
sin længde.
Inflationsteorien forudsiger også, at
lydbølgerne skulle have næsten samme amplitude på alle skalaer. Kraftspektret
viser imidlertid et brat fald i temperaturvariationernes størrelse efter den
tredje spids. Denne uoverensstemmelse kan forklares med den kendsgerning, at
lydbølger med kort bølgelængde spredes. Fordi lyden bæres af kollisionerne
mellem partikler i gas eller plasma, kan en bølge ikke udbredes, hvis dens
bølgelængde er kortere end den typiske afstand, som partiklerne bevæger sig
mellem kollisionerne. I luft er denne afstand ubetydelige 10-5
centimeter. Men i den oprindelige plasma lige før rekombinationen ville en
partikel typisk bevæge sig omkring 10.000 lysår før den ramte en anden.
(Universet var på dette trin kun tæt i sammenligning med det moderne univers,
som er omkring en milliard gange så fortyndet.) Som målt idag, efter dets 1.000
ganges ekspansion, er den skala omkring 10 millioner lysår. Derfor dæmpes
amplituden af spidserne i kraftspektret under omkring 10 gange denne skala.
Ligesom musikere kan skelne en violin i
verdensklasse fra en almindelig ved fyldigheden af dens overtoner, kan
kosmologer forklare universets form og sammensætning ved at undersøge de
oprindelige lydbølgers fundamentale frekvens og overtonernes styrke. CMB
afslører vinkelstørrelsen af de mest intense temperaturvariationer - hvor store
disse varme og kolde pletter synes på himlen - hvilket derefter fortæller os
den fundamentale lydbølges frekvens. Kosmologer kan præcist vurdere denne
bølges virkelige størrelse på tidspunktet for rekombinationen, fordi de ved,
hvor hurtigt lyden udbredtes i den oprindelige plasma. På samme måde kan
forskerne bestemme afstanden CMB fotonerne har rejst før de nåede Jorden -
omkring 45 milliarder lysår. (Skønt fotonerne kun har rejst i omkring 14
milliarder år, har universets ekspansion forlænget deres rute.)
Så kosmologerne har komplet information om
trekanten, der dannes af bølgen og kan afprøve om dens vinkler adderer op til
180 grader - den klassiske test af rumlig krumning. De gør det med stor
præcision og viser, at bortset fra den overordnede ekspansion adlyder universet
den euklidiske geometri og må være meget tæt på at være rumligt fladt. Og fordi
universets geometri afhænger af dets energitæthed, betyder dette resultat, at
middelenergitætheden er tæt på den såkaldte kritiske tæthed - omkring 10-29
gram pr. kubikcentimeter.
Det næste, kosmologerne kunne tænke sig,
er en eksakt analyse af universets stof og energi. Overtonernes amplitude giver
nøglen. Hvor almindelige lydbølger drives alene af gastryk, blev lydbølgerne i
det tidlige univers modificeret af gravitationskraften. Gravitation komprimerer
gassen i tættere områder og kan, afhængigt af lydbølgens fase, skiftevis
forstærke eller modvirke lydens komprimering eller fortynding. Analyse af
bølgernes modulation afslører gravitationens styrke, hvilket derefter viser
mediets stof-energi sammensætning.
Som i vore dages univers faldt stof i det
tidlige univers i to hovedkategorier: baryoner (protoner og neutroner), som
udgør størstedelen af såkaldt almindeligt stof og koldt mørkt stof, som udøver
gravitation, men aldrig er blevet direkte observeret, fordi det ikke
vekselvirker med almindeligt stof eller lys på nogen mærkbar måde. Både
almindeligt stof og mørkt stof forsyner den oprindelig gas med masse og
forstærker det gravitationelle træk, men kun almindeligt stof gennemgår de
lydmæssige sammenpresninger og fortyndinger. Ved rekombinationen er den
fundamentale bølge frosset i en fase, hvor gravitationen forstærker sin
sammenpresning af de tættere områder af gas. Men den første overtone, som har
den halve fundamentale bølgelængde, er fanget i den modsatte fase -
gravitationen forsøger at sammenpresse plasmaen medens gastrykket prøver at
udvide den. Som resultat vil temperaturvariationerne, der forårsages af denne
overtone, være mindre udtalte end dem, der forårsages af den fundamentale
bølge.
Kraftspektret
|
||
|
NASA/WMAP SCIENCE
TEAM; BRYAN CHRISTIE DESIGN |
Denne
virkning forklarer, hvorfor den anden spids i kraftspektret er lavere end den første.
Og ved at sammenligne de to spidsers højde kan kosmologerne kalibrere de
relative styrker af gravitations- og strålingstryk i det tidlige univers. Denne
måling viser, at baryoner havde omkring den samme energitæthed som fotoner på
tidspunktet for rekombinationen og derfor udgør omkring 5 procent af den
kritiske tæthed idag. Resultatet er i iøjnefaldende overensstemmelse med
tallet, der er udledt fra studier af syntesen af lette grundstoffer ved
kernereaktioner i det spæde univers.
Den almene relativitetsteori fortæller os
imidlertid, at stof og energi graviterer ens. Så forøgede fotonernes
gravitation også temperaturvariationerne i det tidlige univers? Det gjorde den
faktisk, men en anden virkning modvirkede den. Efter rekombinationen tabte CMB
fotonerne fra tættere områder mere energi end fotoner fra mindre tætte områder,
fordi de klatrede ud af dybere gravitations-potentiale brønde. Denne proces,
kaldet Sachs-Wolfe virkningen, reducerede temperaturvariationernes amplitude i
CMB og ophævede nøjagtigt den forøgelse, der blev forårsaget af fotonernes
gravitation. For områder af det tidlige univers, der var for store til at
gennemgå akustiske svingninger – dvs. områder der strakte sig over mere end en
grad tværs over himlen - , er temperaturvariationer alene resultatet af
Sachs-Wolfe virkningen. På disse skalaer repræsenterer varme pletter i CMB
paradoksalt mindre tætte områder i universet.
Endelig kan kosmologerne bruge CMB til at
måle delen af mørkt stof i rummet. Gravitationen fra baryoner alene kunne ikke
have moduleret temperaturvariationerne meget ud over den første spids i
kraftspektret. En overflod af koldt mørkt stof behøvedes til at holde
gravitations-potentiale brøndene tilstrækkeligt dybe. Ved at måle forholdet
mellem højderne af de første tre spidser har forskerne bestemt, at tætheden af
koldt mørkt stof må være omkring fem gange større end baryon tætheden. Derfor
udgør mørkt stof omkring 25 procent af den kritiske tæthed idag.
Uheldigvis efterlader disse
beregninger af det moderne univers’ stof og energi omkring 70 procent af den
kritiske tæthed uspecificeret. For at udligne forskellen har forskerne anbragt
en mystisk komponent kaldet mørk energi, hvis relative indflydelse er vokset
efterhånden som universet har udvidet sig [se ”Ud af mørket,” af George Dvali].
Vi føres således til en usandsynlig konklusion: det meste af universet idag er
sammensat af usynligt mørkt stof og mørk energi. Endnu værre er det, at mørkt
stof og mørk energi synes tilfældigt at være sammenlignelige i energitæthed
idag, selvom det førstnævnte vejede enormt meget mere end det andet ved
rekombinationen. Fysikere kan ikke lide tilfældigheder; de foretrækker at
forklare verden ved hjælp af årsag og virkning i stedet for held. Hvad mere er,
en anden mystisk komponent, inflatonen, dominerede det meget tidlige univers og
såede den kosmiske struktur. Hvorfor skulle vi tro på en kosmologisk model, der
er baseret på den tilsyneladende lunefulde præsentation af tre gådefulde
entiteter?
En grund er, at disse tre entiteter
forklarer en mængde forud kendte kendsgerninger. Mørkt stof blev først
postuleret i 1930’erne for at forklare målinger af den lokale massetæthed i
galaksehobe. Albert Einstein præsenterede begrebet mørk energi i 1917, da han inkluderede
den såkaldte kosmologiske konstant i sine ligninger for at modvirke
gravitationens indflydelse. Han afviste senere konstanten, men den blev
genoplivet i 1990’erne, da observationer af fjerne supernovaer viste, at
universets ekspansion accelererer [se ”Fra opbremsning til fartøgning,” af Adam
G. Riess og Michael S. Turner]. Energitæthederne af mørkt stof og mørk energi,
som målt fra CMB, er i slående overensstemmelse med disse astronomiske
observationer.
For det andet har standard kosmologi
modellen forudsigelseskraft. I 1968 forudsagde Joseph Silk (nu på University of
Oxford), at de akustiske spidser på lille skala i CMB burde være dæmpede på en
specifik måde, der kunne beregnes. Som resultat burde den tilsvarende stråling
opnå en lille, men præcist kendt, polarisation. (Polariseret stråling er rettet
i en bestemt retning.) Man kunne antage, at CMB ville være upolariseret, fordi
spredningen af fotonerne i den oprindelige plasma ville have gjort deres
retning tilfældig. Men på de små skalaer, hvor dæmpningen finder sted, kan
fotonerne bevæge sig med relativt få spredninger, så de bibeholder
retningsinformation, der er påtrykt som en polarisation af CMB. Denne akustiske
polarisation blev målt af Degree Angular Scale Interferometer (et instrument
der blev drevet på Amundsen-Scott South Pole Station i Antarktis) og senere af
WMAP; værdien var i smuk overensstemmelse med forudsigelserne. WMAP detekterede
også polarisation på større skalaer, der var forårsaget af spredning af CMB
fotoner efter rekombinationen.
Endvidere forudsiger eksistensen af mørk
energi yderligere fænomener i CMB, som er begyndt at blive observerede. Fordi
mørk energi accelererer universets ekspansion, svækker den
gravitations-potetiale brøndene, der er forbundet med ophobningen af galakser.
En foton, der bevæger sig gennem et sådant område, får en stigning i energi,
når den falder ned i potentiale brønden, men da brønden er mindre dyb, når
fotonen klatrer tilbage op, taber den mindre energi end den tidligere vandt.
Dette fænomen, kaldet den integrerede Sachs-Wolfe virkning, forårsager
stor-skala temperaturvariationer i CMB.
Gravitationel
Modulation
|
Det mørke stofs indflydelse modulerer de akustiske signaler i CMB.
Efter inflationen trækker tættere områder af mørkt stof, der har samme skala
som den fundamentale bølge (repræsenteret
som bølgedale i dette potentiel-energi diagram), baryoner og fotoner ind
ved gravitationel tiltrækning. (Bølgedalene er vist i rødt, fordi
gravitationen også reducerer temperaturen af fotoner, der undslipper.) På
tiden for rekombinationen, omkring 380.000 år senere, har gravitation og lyd
bevægelse arbejdet sammen om at øge strålingens temperatur i bølgedalene (blå) og sænke temperaturen i spidserne
(rød). FØRSTE SPIDS Gravitation og lyd
bevægelse samarbejder |
|
|
|
På mindre skalaer ender gravitation og akustisk tryk sommetider
med at modvirke hinanden. Mørkt stof klumper svarende til en anden spids bølge
maksimerer strålingstemperaturen i bølgedalene længe før rekombinationen.
Efter dette midtpunkt skubber gastryk baryoner og fotoner ud af bølgedalene (blå pile), mens gravitationen prøver
at trække dem tilbage ind (hvide pile).
Denne tovtrækning sænker temperaturforskellene, hvilket forklarer, hvorfor
den anden spids i kraftspektret er lavere end den første. ANDEN SPIDS Gravitation modvirker lyd
bevægelse |
|
BRYAN CHRISTIE DESIGN |
Observatører
har fornylig set tegn på denne sammenhæng ved at sammenligne store strukturer i
galakseundersøgelser med WMAP data. Mængden af mørk energi, der er nødvendig
for at frembringe stor-skala temperaturvariationerne, er konsistent med
mængden, der er udledt fra de akustiske spidser og de fjerne supernovaer.
Efterhånden som data fra galakseundersøgelserne forbedres og andre
eftersporinger af universets stor-skala struktur bliver tilgængelige, kunne den
integrerede Sachs-Wolfe virkning blive en vigtig kilde til information om mørk
energi.
CMB kan måske også give afgørende
nye vidnesbyrd, der kunne forklare, hvad der skete i de allerførste øjeblikke
efter big bang. Få sider af kosmologi er mere bizarre end perioden med
inflation. Inflaterede universet virkelig, og hvis det gjorde, hvad var så
naturen af inflaton, det teoretiske felt der forårsagede den hurtige
ekspansion? Nuværende målinger af CMB har dramatisk styrket sagen for de
enkleste inflationsmodeller, der antager, at de første tæthedssvingningers
amplituder var de samme på alle skalaer. Men hvis mere detaljerede
observationer af CMB afslører, at amplituderne varierede på forskellige
skalaer, ville de enkle inflationsmodeller have problemer. Så ville man være
nødt til at påkalde mere overlæssede alternativer eller antage helt andre
paradigmer.
En anden spændende mulighed er, at man
kunne lære om inflationsfysikken ved at bestemme den energiskala, den fandt
sted ved. For eksempel tror fysikerne, at den svage kernekraft og den
elektromagnetiske kraft var forskellige sider af en enkelt elektrosvag kraft,
da universet var varmere end 1015 kelvin. Hvis forskerne bestemmer,
at inflationen fandt sted ved denne energiskala, ville det stærkt antyde, at
inflationen havde noget at gøre med elektrosvag forening. Alternativt kunne
inflationen have fundet sted ved de meget højere temperaturer ved hvilke, den
elektrosvage kraft smelter sammen med den stærke kernekraft. I dette tilfælde
ville inflationen mest sandsynligt være forbundet med den store forening af de
fundamentale kræfter.
Et karakteristisk kendetegn i CMB kunne
tillade forskerne at afgøre dette emne. Foruden at avle tæthedsforstyrrelser
skabte inflationen svingninger i selve rumtidens struktur. Disse svingninger er
gravitationsbølger, hvis bølgelængder kan strække sig tværs over det
observerbare univers. Disse gravitationsbølgers amplitude er proportional med
kvadratet på den energiskala inflationen skete ved. Hvis inflationen skete ved
de høje energier, der er forbundet med den store forening, kunne virkningerne
måske være synlige i CMB's polarisation.
Endelig kunne yderligere observationer af
CMB kaste noget lys over den mørke energi's fysiske natur. Denne entitet kunne
være en slags vakuum energi, som Einstein gættede på, men dens værdi skulle
være mindst 60 og måske helt op til 120 størrelsesordener så lille som den,
partikelfysikken forudsiger. Og hvorfor er mørk energi sammenlignelig med mørkt
stof i tæthed nu og tilsyneladende kun nu? For at besvare disse spørgsmål kan
forskerne drage fordel af den kendsgerning, at CMB fotoner belyser strukturer
tværs over hele det observerbare univers. Ved at vise tæthedssvingningernes
amplitude på forskellige punkter i den kosmiske historie, kan CMB afsløre
tovtrækkeriet mellem stof og mørk energi.
Målinger af to CMB fænomener kunne være
særlig nyttige. Det første, kaldet Sunyaev-Zel'dovich virkningen sker, når CMB
fotoner spredes af den varme, ioniserede gas i galaksehobe. Denne virkning
tillader identifikationen af galaksehobe under den afgørende periode, for
omkring fem milliarder år siden, da mørk energi begyndte at accelerere
universets ekspansion. Antallet af galaksehobe viser derefter amplituden af
tæthedssvingningerne på denne tid. Det andet fænomen, gravitationslinsning,
sker, når CMB fotoner passerer en særligt massiv struktur, der bøjer deres
baner og derfor forvrænger mønstret af temperatur- og polarisationsvariationer.
Graden af linsning afslører amplituden af de massetæthedssvingninger, der er
forbundet med disse strukturer.
For at udføre disse undersøgelser af
inflation og mørk energi behøver forskerne imidlertid en ny generation CMB
teleskoper, der kan observere strålingen med endnu større følsomhed og
opløsning. I 2007 planlægger European Space Agency at opsende Planck
rumfartøjet, et mikrobølge observatorium der vil blive placeret i samme
kredsløb som WMAP. Planck vil kunne måle CMB temperaturforskelle så små som fem
milliontedele af en kelvin og detektere varme og kolde pletter, der strækker
sig over mindre end en tiendedel af en grad tværs over himlen. Sådanne målinger
vil sætte forskerne i stand til at skimte hele området af akustiske svingninger
i CMB og således skærpe deres billede af inflationsspektret. En mangfoldighed
af jordbaserede eksperimenter er også igang for at studere CMB virkninger
forbundet med struktur i den nuværende epoke med accelereret ekspansion.
Skønt den kosmologiske standardmodel ser
ud til at virke bemærkelsesværdigt godt som en fænomologisk beskrivelse af
universet, afventer en dybere forståelse af dets mysterier resultaterne af
disse eksperimenter. Det synes klart, at den kosmiske symfoni vil fortsætte med
at fortrylle sine lyttere i den kommende tid.
Bemærkninger
om uoverensstemmelser
|
Efter udsendelsen af den kosmiske mikrobølge baggrunds (CMB)stråling,
omkring 380.000 år efter big bang, rejste de fleste af fotonerne tværs over
det observerbare univers uden spredning. Men nogle af fotonerne spredtes af
ladede partikler, hvilket polariserede strålingen over brede baner på himlen.
Denne relativt store brøkdel er måske den største overraskelse
fra WMAP data. Kosmologer havde forud teoretiseret, at det meste af
universets brint og helium ville være blevet ioniseret af strålingen fra de
første stjerner, som var yderst massive og lyse. ( Denne proces kaldes
reionisering, fordi den bragte gasserne tilbage til den plasma- tilstand, der
fandtes før udsendelsen af CMB.) Men teoretikerne vurderede, at denne
begivenhed fandt sted næsten en milliard år efter big bang og derfor ville
kun omkring 5 procent af CMB fotonerne
være blevet spredt. |
|
WMAP data indeholder også et andet tegn på afvigelse fra
skala-uforanderlighed, der først observeredes af COBE satelliten. På de
største skalaer, svarende til områder, der strækker sig mere end 60 grader
over himlen, fandt både WMAP og COBE en mærkelig mangel på
temperaturvariationer i CMB. Dette underskud kan meget vel være en statistisk
tilfældighed: da himlen kun er 360 grader rundt, indeholder den måske ikke
nok stor-skala områder til at udgøre en tilstrækkelig prøve til måling af
temperaturvariationer. Men nogle teoretikere har spekuleret på, at afvigelsen
måske viser utilstrækkeligheder i inflationsmodellerne, mørk energi eller
universets topologi. |
Wrinkels in Time. George Smoot og Keay Davidson. William Morrow, 1994.
3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. R.B. Partridge.
The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Alan H. Guth og Alan P. Lightman. Perseus, 1998.
Mere information om WMAP og den kosmiske mikrobølge baggrund
kan findes på http://wmap.gsfc.nasa.gov/ og http://background.uchicago.edu
* Wayne Hu og Martin White prøver at afsløre universets historie. Hu er associeret professor i astronomi og astrofysik på University of Chicago. Han modtog sin Ph.D. i fysik fra University of California, Berkeley, i 1995. Hans forskning inkluderer undersøgelsen af mørk energi, mørkt stof og dannelsen af kosmologisk struktur. White, som er professor i astronomi og fysik på Berkeley, opnåede sin Ph.D. i fysik fra Yale University i 1992. Foruden udforskning af hvordan struktur dannedes i universet, er han interesseret i forbindelserne mellem astrofysik og fundamental fysik.
Fra The Cosmic Symphony, Scientific American, februar 2004, siderne 44-53.
26. januar, 2008.
2. Læsning af skabelsens blåtryk
3. Fra opbremsning til hastighedsøgning
4. Ud af mørket