|
Læsning af skabelsens blåtryk
De seneste kort over kosmos har kortlagt hundredetusinder af galakser, hvis ophobning er vokset frem fra oprindelige svingninger
Michael A. Strauss*
Opmærksomhed på store strukturer Fremtiden for studier af struktur på stor skala
Så sent som i 1970'erne var kosmologi, studiet af universet som helhed, et felt, der var fyldt med mange spekulationer men få hårde kendsgerninger. Nye observationer og teoretisk arbejde i løbet af de sidste to årtier har ændret det dramatisk. Kosmologi er blevet en streng, kvantitativ gren af astrofysikken med et stærkt teoretisk grundlag bakket op af rigelige data. Big bang modellen, som erklærer, at for næsten 14 milliarder år siden begyndte universet at ekspandere fra en tilstand med ekstremt høj tæthed og temperatur, er i stand til at forklare galaksebevægelser, den rigelige brint og helium og egenskaberne ved den kosmiske mikrobølge baggrund (CMB), som er den resterende varme fra den ekspanderende og afkølende gas. Kosmologer kan nu gå til det næste niveau og hævde en forståelse af dannelsen af strukturer i universet. Målinger af fordelingen af galakser på stor skala, som kortlagt af kortlægningsprojekter som det igangværende Sloan Digital Sky Survey (SDSS), er i smuk overensstemmelse med teoretiske forudsigelser. Vi har nu en sammenhængende model, der følger væksten af fine tæthedssvingninger, som blev lagt ned i det tidlige univers, til nattehimlens nuværende rigdom. Universet omkring os udviser struktur på alle skalaer. Stjerner er ikke spredt ensartet gennem rummet; de er grupperet i galakser. Vor sol er en af adskillige hundrede milliarder stjerner i Mælkevejsgalaksen, en yderst udfladet skive, som er 100.000 lysår på tværs. Derefter er Mælkevejen en af snesevis af milliarder galakser i det observerbare univers. Vor nærmeste galaktiske nabo er omkring to millioner lysår væk. Men galakser er ikke tilfældigt strøet som rosiner i en bolle. Mellem 5 og 10 procent er grupperet i hobe, der indeholder op til 1.000 galakser i et rumfang, som er nogle få millioner lysår i tværsnit. De fleste astronomer plejede at tro, at galaksehobe var de største sammenhængende strukturer, der fandtes. Hvor stjernerne tilhører galakser og mange galakser tilhører hobe, syntes hobene ikke at være klumpet sammen til større legemer. Dette billede passer nydeligt med teoretikernes forståelse af big bang. Da Einstein først anvendte sin almene relativitetsteori på universet, gjorde han en dramatisk, forenklende antagelse: universet var gennemsnitligt homogent (det havde ingen store klumper) og isotropt ( det så ens ud i alle retninger ). Han kaldte denne antagelse for det kosmologiske princip og det ligger til grund for alle moderne videnskabelige modeller af universet.
Opmærksomhed på store strukturer Afprøvning, af om princippet gælder hinsides galaksehobe, kræver nogen opfattelse af dybde. Når man retter et teleskop mod nattehimlen, afslører okularet stjerner, planeter og galakser. Men uden yderligere information ville man ikke vide, hvilke objekter der er små og nærved eller store og langt væk. Heldigvis kan teleskopet skaffe den information. For galakser er nøglen, at vi lever i et ekspanderende univers. Galakser viger tilbage fra hinanden og jo mere fjern en galakse er, jo hurtigere bevæger den sig væk fra os. Denne bevægelse manifesterer sig som en rødforskydning i galaksens spektrum. Energien af dens fotoner daler ( skifter i bølgelængde fra blå til rød ) med en mængde, der afhænger af dens afstand. Når de har fastslået dette forhold for objekter med kendt afstand, bruger forskerne det til at studere galakser med ukendt afstand. De får fat i deres spektre, bestemmer deres rødforskydning og udleder hvor langt væk de er. Sidst i 1970'erne gjorde fremskridt i teleskop- og detektorteknologi det muligt at udføre omfattende undersøgelser af galaksers rødforskydning for at skabe tredimensionale kort over det lokale kosmos. I gymnasiet læste jeg en artikel i Scientific American af Stephen A. Gregory og Laird A. Thompson ["Superclusters and Voids in the Distribution of Galaxies," marts 1982], der viste detaljer af nogle af disse første 3-D kort. Forfatterne beskrev antydninger af, at Einstein's kosmologiske princip kunne være forkert: opdagelsen af sammenhængende strukturer der var meget større end enkelte hobe og store tomrum, snesevis millioner af lysår i tværsnit. Jeg blev fascineret. Denne øvelse i kosmografi, i opdagelsen af helt nye strukturer i universet, slog mig som en af de mest spændende ting, der skete i videnskaben og det førte mig til min nuværende karriere. I 1986 udgav Valérie de Lapparent, Margaret J. Geller og John P. Huchra fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) et kort over fordelingen af 1.100 galakser ud af, hvad der med tiden ville blive til en undersøgelse, der indeholdt 18.000 galakser. Denne undersøgelse bekræftede rigdommen og allestedsnærværelsen af store strukturer. Den afslørede et umiskendeligt skummende udseende af galaksefordelingen; galakserne var placeret langs tråde og efterlod enorme tomrum. Blandt kortets mest bemærkelsesværdige egenskaber var en struktur kaldet Great Wall, som strakte sig 700 millioner lysår fra den ene rand af det undersøgte område til den anden. Da kortet ikke afslørede dens slutning, var væggens fulde udstrækning ukendt. Tilstedeværelsen af Great Wall og usikkerheden om dens udstækning forøgede mistanken om, at det kosmologiske princip, og derfor vort grundlæggende teoretiske fundament for det ekspanderende univers, kunne være ukorrekt. Tog Einstein fejl? Var universet ikke gennemsnitligt homogent? Det var klart, at vi behøvede at undersøge større rumfang for at finde ud af det. Big bang paradigmet siger, at den struktur, vi ser i galaksefordelingen idag voksede frem fra variationer, der var tilstede i det næsten perfekt jævne tidlige univers. Disse begyndelsessvingninger var fine; tætheden varierede typisk fra et område til et andet med kun en del ud af 100.000 som målt i den kosmiske mikrobølge baggrunds temperatur [se "Den kosmiske symfoni," af Wayne Hu og Martin White]. Hvis et område af rummet havde en tæthed, der var højere end middel, havde det et større gravitationstræk og derfor blev stof i dets nærhed trukket ind i det. På samme måde mistede et område, der var lidt mindre tæt end middel, masse med tiden. Gennem denne proces med gravitationel ustabilitet blev de tættere områder med tiden til de enorme galaktiske superhobe, vi ser idag; de mindre tætte områder blev til de uhyre tomrum.
Omkring det tidspunkt, hvor de tidlige opmålinger af rødforskydninger var fuldført, erkendte astronomerne, at der var en krølle på historien: de stjerner og den gas, vi ser i galakserne, udgør kun en lille brøkdel (omkring 2 procent) af den totale mængde stof i universet. Resten af stoffet afsløres indirekte gennem dets gravitationsvirkninger. Astronomerne foreslog forskellige modeller til at beskrive dette mørke stof. De faldt i to brede katagorier, kolde og varme, og forskellen er afgørende for udviklingen af struktur.
Hvordan man opmåler kosmos i fire ikke-så-lette trin
Kosmiske kort
Overordnet fordeling af kosmisk struktur
I koldt mørkt stof scenariet, som blev foreslået af P. James E. Peebles fra Princeton University og andre, var de første strukturer, der dannedes, relativt små objekter som galakser og dele af galakser. I tidens løb bragte gravitationen dem sammen i større og større strukturer. I denne model dannedes Great Wall for relativt nylig. I varmt mørkt stof scenariet, som blev fremsat af Yakov B. Zel'dovich og hans kolleger på Moscow State University, bevægede det mørke stof sig tilstrækkelig hurtigt i det tidlige univers til at udglatte enhver sammenhobning på små skalaer. De første ting, der dannedes, var store flader og tråde, der var hundreder af millioner lysår i udstrækning, som først senere gik i stykker og dannede galakser. Med andre ord er Great Wall gammel. Derfor ville den næste generation opmålinger ikke blot afprøve Einsteins kosmologiske princip og identificere de største strukturer i universet; den ville også undersøge det mørke stofs natur. En sådan opmåling blev gennemført fra 1988 til 1994 af Stephen A. Shectman fra Carnegie Institution of Washington og hans medarbejdere ved brug af Las Campanas 2,5 meter teleskop i Chile [se "Mapping the Universe," af Stephen D. Landy; Scientific American, juni 1999]. Opmålingen indeholdt 26.418 galakse rødforskydninger og dækkede et mærkbart større rumfang end den oprindelige CfA opmåling. Som medlem af holdet, Robert P. Kirshner fra CfA, udtrykte det, fandt Las Campanas opmålingen "slutningen på det mægtige." Den afslørede en lignende galaksefordeling som CfA opmålingen, men så ingen strukturer, der var meget større end Great Wall. Einsteins kosmologiske princip syntes at gælde: kosmos er homogent og isotropt over uhyre afstande. Las Campanas opmålingen var imidlertid alligevel ikke stor nok til at være definitiv. Den sagde intet om, hvad der skete i områder af rummet, der var en til to milliarder lysår i tværsnit. Det er på disse største skalaer, at hobdannelse er lettest at tolke teoretisk, men sværest at måle gennem observationer. Variationerne i antal galakser i et sådant rumfang er fine og det er nemt at indføre fejl i prøven; udvælgelsesproceduren kunne måske indføre kunstgreb, der kunne give sig ud for hobdannelse. Astronomer vælger, for eksempel, typisk alle galakser, der er større end en vis værdi, til at indgå i en given opmåling af rødforskydning. Hvis de overvurderer galaksers lysstyrke på en del af himlen, vil prøven have for mange galakser i det område og give en forkert måling af ophobning. Derfor skal en definitiv opmåling af rødforskydninger ikke blot dække et enormt rumfang, den skal være fortræffeligt kalibreret.
Sidst i 1980'erne begyndte James E. Gunn fra Princeton, Richard G. Kron og Donald G. York fra University of Chicago og andre et samarbejde for at løse opgaven rigtigt. Dvs. de søgte at måle fordelingen af galakser i det største rumfang til dato med omhyggelig kontrol af kalibreringen. Omkring et årti senere startede Sloan Digital Sky Survey, et 80 millioner dollars, 200 astronomers samarbejde. SDSS kendetegnes ved et teleskop, konstrueret til formålet, der har et 2,5 meter bredt primært spejl. Teleskopet fungerer i to tilstande. På de mest oprindelige nætter bruger det et kamera med bredt synsfelt til at tage omhyggeligt kalibrerede billeder af nattehimlen i fem brede bølgeområder. Kameraet bruger CCD'er, yderst følsomme elektroniske detektorer, hvis følsomhed kan justeres med en nøjagtighed på 1 procent. På nætter med måneskin eller let skydække bruger teleskopet istedet et par spektrografer til at indfange spektre, og derfor rødforskydninger, af 608 objekter på en gang. Til referencebrug tager apparatet også spektre af 32 tomme pletter af himlen. Ulig traditionelle teleskoper, for hvilke natten er opdelt i mange videnskabelige programmer, er dette teleskop udelukkende helliget opmålingen, hver nat i fem år. Projektet nærmer sig nu halvvejen til sit mål om at måle en million galakse- og kvasarrødforskydninger. Som en midtvejsrapport fuldførte mine kolleger og jeg fornylig en analyse af de første 200.000 galakser med rødforskydninger. I en parallel indsats byggede et hold australske og britiske astronomer en spektrograf til 3,9 meter Anglo-Australian Telescope, som kunne måle spektre af 400 objekter ad gangen over et synsfelt på to grader (det fik således navnet "Two Degree Field," eller 2dF). 2dF holdet arbejdede ud fra galaksekataloger uddraget fra omhyggeligt kalibrerede og elektronisk scannede fotografiske atlas, der allerede var til rådighed. Opmålingen, som nu er fuldført, målte rødforskydningen for 221.414 galakser over en periode på fem år. Vore opmålinger beskriver fordelingen af galakser. De ser ikke mørkt stof, som udgør størstedelen af universets masse. Forskerne har ingen grund til at antage, at fordelingen af galakser er den samme som fordelingen af mørkt stof. For eksempel kunne galakser tendere til kun at dannes i områder, der indeholder en tæthed over middel af mørkt stof - et scenarie astronomer henviser til som bias (forskydning, o.a.). Ved at analysere tidligere generationer opmålinger af rødforskydning har mine kolleger og jeg vist, at fordelingerne af galakser og mørkt stof var nært forbundet, men vi kunne ikke skelne mellem enkle modeller for bias og tilfældet uden bias. På det seneste brugte Licia Verde fra University of Pennsylvania og hendes kolleger 2dF galakse rødforskydning opmålingen til at måle galaksetrio'er. Det viser sig, at antallet af disse trioer afhænger af den totale masse, inkluderende mørkt stof. Forskerne fandt, at galaksefordelingen i det væsentlige er uden bias: galaksernes tæthedsfelt er den samme som det mørke stofs, hvilket betyder, at galakseopmålingerne nøjagtigt afspejler stoffets overordnede arrangement i kosmos.
Med denne advarsel kan kosmologerne tolke galaksekortene. Blandt de mest nyttige statistiske værktøjer til beskrivelse af ophobningen af galakser er kraftspektret. Forestil dig at anbringe en serie kugler med en given radius (f.eks. 40 millioner lysår) tilfældigt i universet og tælle antallet af galakser i hver eneste. Da galakserne er hobet op, vil det tal variere betydeligt fra en kugle til den næste. Variationen i antal galakser er et mål for klumpetheden af galaksefordelingen på en skala, i dette tilfælde 40 millioner lysår. Kosmologerne gentager øvelsen med kugler af varierende radius for at måle denne klumpethed på forskellige skalaer. En analogi ville være at udtrykke en kompleks lyd ved hjælp af bidragene fra lydbølger med forskellige bølgelængder. En grafisk equalizer på et hjemmelydsystem kan udføre denne funktion: den viser, hvor kraftige de dybe bas toner (af meget lang bølgelængde) er, hvor kraftig diskanten (af kortere bølgelængde) er, og så videre. I en live koncert kan en person med et musikalsk trænet øre let skelne piccolo'en fra basunen. Kosmologer gør det samme med fordelingen af galakser. Den relative mængde struktur på store og små skalaer er en kraftig kosmologisk sonde. Kraftspektret er blevet målt af både 2dF og Sloan holdene, med overensstemmende resultater. Den første ting at bemærke er, at svingningerne er svagere, når man går til større skalaer. Svage svingninger betyder, at galaksefordelingen er meget tæt på homogen, nøjagtigt som Einsteins kosmologiske princip kræver.
Bygning af et univers
For det andet følger kraftspektret, når det plottes på en logaritmisk skala, ikke en ret linie. Afvigelsen fra en ret linie er bekræftelse på, at universets dynamik har ændret sig med tiden. Fra andre observationer har astronomerne konkluderet, at universets energitæthed domineres af stof og en mystisk komponent kaldet mørk energi. Fotoner, hvis energi er blevet tappet af den kosmiske ekspansion, er ubetydelige. Når man imidlertid ekstrapolerer baglæns i tid, dominerede fotonerne, da universet var mindre end 75.000 år gammelt. Da fotonerne herskede, fik gravitationen ikke svingningerne til at vokse med tiden på samme måde, som de gør idag. Det fik så kraftspektret til at opføre sig anderledes på de største skalaer (mere end omkring 1,2 milliarder lysår). Denne afvigelses eksakte skala giver et mål for den totale tæthed af stof i universet og resultatet - groft 2,5 x 10-27 kilogram pr. kubikmeter rum - stemmer overens med værdien fra andre målinger. Endelig antyder kombinationen af disse resultater stærkt, at alt det mørke stof er af den kolde type. Varmt mørkt stof ville udglatte svingningerne i galaksefordelingen på mindre skalaer og det ses ikke. De svingninger, vi observerede i galaksefordelingen på store skalaer, burde simpelthen være en forstærket version af dem fra det tidlige univers. Disse tidlige svingninger er direkte synlige i CMB, så vi kan direkte sammenligne CMB og galakse kraftspektre. Overraskende nok får vi overensstemmende svar fra disse to indfaldsvinkler. På skalaer, der nærmer sig en milliard lysår, svinger galaksetætheden med omkring en del af 10. CMB afslører svingninger på en del af 100.000, som, når det ekstrapoleres til nutiden, er i smuk overensstemmelse. Dette giver os tillid til, at vort kosmologiske billede - big bang, gravitationel ustabilitet og det hele - faktisk er korrekt.
Fremtiden for studier af struktur på stor skala Hoveddelen af SDSS galakseopmålingen sonderer kosmos' struktur på skalaer fra 100 millioner til mere end en milliard lysår. Til at sondere endnu større skalaer har SDSS en anden hjælpeprøve af ekstremt lysstærke galakser, der strækker sig mere end fem milliarder lysår væk. Til mindre skalaer ser en tredje prøve på absorptionslinier i spektret af fjerne kvasarer, hvis lys passerer gennem et tæt netværk af skyer af hydrogengas, som endnu ikke har dannet galakser. Med disse data arbejder kosmologer med at drage en endnu tættere forbindelse mellem kosmiske strukturer (set idag og den ikke så fjerne fortid) og CMB (som sonderer kosmiske strukturer i det meget tidlige univers). Især viser mikrobølge baggrundens kraftspektrum en serie distinkte bump, som afspejler de relative mængder mørkt og almindeligt stof. Forskerne håber at finde de tilsvarende bump i nutidens kraftspektrum. Hvis de gør, vil det være en yderligere bekræftelse af, at svingningerne, der observeres idag, udviklede sig direkte fra dem, der ses i det tidlige univers. En anden måde at spore udviklingen af strukturer i tidens løb er at sondere fordelingen af mere fjerne galakser - at se på store afstande er at se tilbage i tiden. Det mørke stof i disse tidlige tider burde være svagt ophobet, fordi gravitationel ustabilitet endnu ikke havde haft så lang tid at virke i. Men opmålinger foretaget med European Southern Observatory's Very Large Telescope i Chile og Keck Observatory på Hawaii viser, at utroligt fjerne galakser er lige så ophobede som idag og er arrangeret på de samme trådlignende, bobleagtige strukturer, som nærliggende galakser er. Det er underligt. Ulig nutidens galakser, som følger det mørke stof, skal disse tidlige galakser være meget stærkere ophobet end det underliggende mørke stof er. Dette mønster er et vigtigt spor til, hvordan galakser dannedes. Forskerne er tæt på en komplet forståelse af udviklingen af kosmos' struktur, fra bølger i den oprindelige plasma til de lyse galaksehobe i det moderne univers. Når det er sagt, er deres arbejde skåret ud for dem i de kommende år. Hvad er eksakt den mekanisme, der gav anledning til begyndelsessvingningerne i mikrobølge baggrunden? Eksakt hvordan dannedes galakserne? Hvorfor har de de egenskaber, de har? Og kunne det have været på en anden måde - kunne man forestille sig et univers med svingninger, der begyndte med meget højere eller lavere amplituder? Disse er blandt de store spørgsmål, som måske en gymnasie- eller universitetsstuderende, der læser denne artikel, vil blive inspireret til at takle.
Cosmological Physics. John A. Peacock. Cambridge University Press, 1998.
Cosmology: The Science of the Universe. Second edition. Edward Harrison. Cambridge University Press, 2000.
The 2dF Galaxy Redshift Survey: The Power Spectrum and the Matter Content of the Universe. Will J. Percival et al. i Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 327, No. 4, siderne 1297-1306; november 2001. Findes online på www.arXiv.org/abs/astro-ph/0105252
From Here to Eternity. Valerie Jamieson i New Scientist, Vol. 180, No. 2422, siderne 36-39; 22. november, 2003. Kortet på midtersiderne findes også på www.astro.princeton.edu/~mjuric/universe/
The Three-Dimensional Power Spectrum of Galaxies from the Sloan Digital Sky Survey. Max Tegmark et al. i Astrophysical Journal. www.arXiv.org/abs/astro-ph/0310725
Den officielle web side for Sloan Digital Sky Survey er www.sdss.org
Den officielle web side for 2dF Galaxy Redshift Survey er http://www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/
* Michael A. Strauss er vice projekt forsker og projekt talsmand for Sloan Digital Sky Survey, en indsats for at lave et fuldstændigt kort over en fjerdedel af himlen. Han modtog en Ph.D. i fysik fra University of California, Berkeley, udførte postdoktor arbejde på California Institute of Technology og på Institute for Advanced Study i Princeton, N.J. og har nu en fakultetsstilling på Princeton University. Han takker sine Sloan projektkolleger for et utroligt data sæt. Strauss blev omtalt i en artikel i september 2002 udgaven af New Jersey Monthly, hvori det hævdedes, at han har et af de bedste job i staten New Jersey.
Fra Reading the Blueprints of Creation, Scientific American, februar 2004, siderne 54-61.
12. juli, 2008.
3. Fra opbremsning til hastighedsøgning 4. Ud af mørket
|
|
|