Universets udvidelseshastighed og størrelse

Wendy L. Freedman*

Indhold:

Vor Mælkevej og alle andre galakser bevæger sig væk fra hinanden som resultat af Big Bang, universets brændende fødsel. Hvornår begyndte den kolossale udvidelse? Vil universet udvide sig for evigt eller vil gravitationen med tiden stoppe dets udvidelse og forårsage, at det kollapser tilbage på sig selv?
    I årtier har kosmologer prøvet at besvare sådanne spørgsmål ved at måle universets størrelsesskala og udvidelseshastighed. For at nå dette mål skal astronomerne bestemme, både hvor hurtigt galakserne bevæger sig og hvor langt væk de er. Teknikkerne til bestemmelse galaksernes hastigheder er veletablerede, men at estimere afstandene til galakserne har vist sig langt mere vanskeligt. For nylig har Hubble Space Telescopes fine opløsning udvidet og forstærket kalibreringen af den udengalaktiske afstandsskala og ført til nye estimater af udvidelseshastigheden.
    I øjeblikket peger adskillige linier af vidnesbyrd mod en høj udvidelseshastighed, hvilket medfører, at universet er relativt ungt, måske kun 10 milliarder år gammelt. Vidnesbyrdene antyder også at universets udvidelse kan fortsætte uendeligt. Alligevel betragter mange astronomer og kosmologer ikke vidnesbyrdene som afgørende. Vi debatterer aktivt fordelene ved vore teknikker.
    En nøjagtig måling af udvidelseshastigheden er essentiel ikke kun til bestemmelse af universets alder og dets skæbne men også til at indsnævre teorier i kosmologi og modeller for galaksedannelse. Endvidere er udvidelseshastigheden vigtig for at estimere fundamentale mængder, fra tætheden af de letteste grundstoffer (som brint og helium) til mængden af ikke-lysende stof i galakser, såvel som hobe af galakser. Fordi vi behøver nøjagtige afstandsmålinger til at beregne lysstyrken, massen og størrelsen af astronomiske genstande, påvirker emnet, den kosmologiske afstandsskala eller udvidelseshastighed helte den udengalaktiske astronomis felt.
    Astronomer begyndte at måle universets udvidelseshastighed for omkring 70 år siden. I 1929 gjorde den eminente astronom Edwin P. Hubble fra Carnegie Institutions observatorier den bemærkelsesværdige observation, at en galakses vigehastighed er proportional med dens afstand. Hans observationer gav de første vidnesbyrd om at hele universet udvider sig.

HUBBLE KONSTANTEN

Hubble var den første til at bestemme udvidelseshastigheden. Senere blev denne mængde kendt som Hubble konstanten: galaksens vigehastighed divideret med dens afstand. Et meget groft estimat af Hubble konstanten er 100 kilometer pr. sekund pr. megaparsec. (Astronomer repræsenterer alment afstande ved hjælp af megaparsec, hvor en megaparsec er den afstand lys bevæger sig på 3,26 millioner år). En galakse ved 500 megaparsec bevæger sig derfor med omkring 50.000 kilometer pr. sekund eller mere end 100 millioner miles i timen!
    I syv årtier har astronomer varmt debatteret den præcise værdi af udvidelseshastigheden. Hubble opnåede oprindeligt en værdi på 500 kilometer pr. sekund pr. megaparsec (km/s/Mpc). Efter Hubbles død i 1953 fortsatte hans protégé, Allan R. Sandage, også på Carnegie, med at kortlægge universets udvidelse. Efterhånden som Sandage og andre lavede mere og mere nøjagtige og udstrakte observationer, reviderede de Hubbles oprindelige værdi nedefter til området 50 til 100 km/s/Mpc og indikerede derved et univers, der var meget ældre og større end antydet af de tidligste målinger.
    I løbet af de sidste to årtier har nye estimater af Hubble konstanten fortsat med at falde indenfor dette område, men har foretrukket at ligge tæt på de to ekstremer. Det er bemærkelsesværdigt at Sandage og hans samarbejdspartner Gustav A. Tammann fra University of Basel argumenteret for en værdi på 50 km/s/Mpc, hvorimod den afdøde Gérard de Vaucouleurs fra University of Texas talte for en værdi på 100 km/s/Mpc. Kontroversen har skabt en utilfredsstillende situation, i hvilken forskerne frit har kunnet vælge enhver værdi for Hubble konstanten mellem de to yderpunkter.
    I princippet er det enkelt at bestemme Hubble konstanten, det kræver kun en måling af hastighed og afstand. At måle en galakses hastighed er nemt: Astronomer spreder lys fra en galakse og optager dens spektrum. En galakses spektrum har diskrete spektrallinier, som forekommer ved karakteristiske bølgelængder og er forårsaget af udsendelse eller absorption af grundstoffer i gassen og stjerner som udgør galaksen. For en galakse, der viger bort fra Jorden, flytter disse spektrallinier sig til længere bølgelængder med en mængde, der er proportional med hastigheden - en virkning der kaldes rødforskydning.
    Hvis målingen af Hubble konstanten i princippet er så enkel, hvorfor er den så forblevet et af de udestående problemer i kosmologien i næsten 70 år? I praksis er målingen af Hubble konstanten ekstraordinært vanskeligt, primært af to grunde. For det første, selv om vi kan måle deres hastigheder nøjagtigt, vekselvirker galakser med deres naboer gravitationelt. Når de gør det bliver deres hastigheder forstyrret, hvilket indfører "særlige" bevægelser, der er overlejret den almene udvidelse af universet. For det andet, at etablere en nøjagtig afstandsskala har vist sig at være meget vanskeligere end forudset. Som konsekvens kræver en nøjagtig måling af Hubble konstanten ikke blot, at vi etablerer en nøjagtig udengalaktisk afstandsskala, men at vi også gør det på afstande store nok til, at galaksernes særlige bevægelser er små sammenlignet med den overordnede udvidelse eller Hubble strøm. For at bestemme afstanden til en galakse må astronomerne vælge mellem forskellige komplicerede metoder. Hver har sine fordele, men ingen er perfekt.

AFSTANDSMÅLING TIL GALAKSER

Astronomer kan måle afstande til nærliggende galakser mest nøjagtigt ved at overvåge en type stjerner, der alment kendes som en Cepheide variabel. I tidens løb ændrer stjernen sin lysstyrke på en periodisk og distinkt måde. I løbet af den første del af cyklusen forøges dens lysstyrke meget hurtigt, hvorimod Cepheiden i den resterende del af cyklusen langsomt falder i lysstyrke. I middel er Cepheide variabler omkring 10.000 gange lysere end Solen.
    Det er bemærkelsesværdigt, at afstanden til en Cepheide kan beregnes ud fra dens periode (længden af dens cyklus) og dens tilsyneladende middellysstyrke (dens lysstyrke som observeret fra Jorden). I 1908 opdagede Henrietta S. Leavitt fra Harvard College Observatory at en Cepheides periode korrelerer tæt med dens lysstyrke. Hun fandt at jo længere perioden er, jo lysere er stjernen. Dette forhold opstår fra den kendsgerning, at en Cepheides lysstyrke er proportional med dens overfladeareal. Store, lyse Cepheider pulserer over en lang periode ligesom, f.eks., en stor klokke svinger ved en lav frekvens (eller længere periode).
    Ved at observere en Cepheides variation i lysstyrke med tiden, kan astronomer opnå dens periode og middel tilsyneladende lysstyrke og derved beregne dens absolutte lysstyrke (dvs., den tilsyneladende lysstyrke stjernen ville have, hvis den var på en standard afstand af 10 parsec). Endvidere ved de, at den tilsyneladende lysstyrke daler, når afstanden lyset bevæger sig stiger - fordi den tilsyneladende lysstyrke falder proportionalt med kvadratet på afstanden til en genstand. Derfor kan vi beregne afstanden til Cepheiden ud fra forholdet mellem dens absolutte lysstyrke og dens tilsyneladende lysstyrke.
    I 1920'erne brugte Hubble Cepheide variabler til at fastslå, at der fandtes galakser lang uden for Mælkevejen. Ved at måle tilsyneladende lysstyrke og perioder på svage, stjernelignende billeder, som han opdagede på fotografier af genstande som Andromeda Tågen (også kendt som M31), Triangulum Tågen (M33) og NGC 6882 kunne han vise, at disse objekter befandt sig mere end adskillige hundrede tusinde lysår fra Solen, et godt stykke uden for Mælkevejen. Fra 1930'erne til 1960'erne kæmpede Hubble, Sandage og andre med at finde Cepheider i nærliggende galakser. De lykkedes med at måle afstandene til omkring et dusin galakser. Omkring halvdelen af disse galakser er nyttige til udledningen af Hubbles konstant.
    Hvis det var gørligt, ville vi bruge Cepheider direkte til at måle afstande i forbindelse med universets udvidelse. Uheldigvis kan vi indtil videre ikke detektere Cepheider i galakser, der er tilstrækkelig langt væk til, at vi ved, at de er del af en "ren" Hubble udvidelse af universet.
    Ikke desto mindre har astronomer udviklet adskillige andre metoder til at måle relative afstande mellem galakser på enorme afstande, et godt stykke forbi Cepheide området. Fordi vi skal bruge Cepheide afstandsskalaen til at kalibrere disse teknikker, betragtes de som sekundære afstandsindikatorer.
    Astronomer har taget store skridt til at udvikle teknikker til at måle sådanne relative afstande. Disse metoder inkluderer at observere og måle en særlig kategori af supernovaer: katastrofale eksplosioner, der signalerer døden for visse stjerner med lav masse. Sandage og hans medarbejdere bestemmer nu Hubble konstanten ved at studere sådanne supernovaer baseret på kalibrering med Cepheider. Andre sekundære afstandsbestemmende metoder inkluderer at måle lysstyrkerne og rotationshastighederne for hele spiralgalakser, fluktuationerne (eller kornetheden) i lyset fra elliptiske galakser og analysen og målingen af udvidelsesegenskaberne af en anden kategori af yngre, mere massive supernovaer. Nøglen til at måle Hubble konstanten ved brug af disse teknikker er at bestemme afstanden til udvalgte galakser ved brug af Cepheider; deres afstande kan så bruges til at kalibrere den relative udengalaktiske afstandsskala ved at anvende sekundære metoder.

ETABLERING AF EN AFSTANDSSKALA

En teknik til at måle store afstande, Tully-Fisher relationen, hviler på en korrelation mellem en galakses lysstyrke og dens rotationshastighed. Galakser med høj lysstyrke har typisk mere masse end galakser med lav lysstyrke og derfor roterer lyse galakser langsommere end svage galakser. Adskillige grupper har afprøvet Tully-Fisher metoden og vist, at det ikke ser ud til at relationen afhænger af omgivelserne; den forbliver den samme i de tætte og ydre dele af rige hobe og for relativt isolerede galakser. Tully-Fisher relationen kan bruges til at estimere afstande så langt væk som 300 millioner lysår. En ulempe er, at astronomer mangler en detaljeret teoretisk forståelse af Tully-Fisher relationen.
    En anden afstandsindikator, der har et stort potentiale, er en særlig slags supernova kendt som Type Ia. Type Ia supernovaer, tror astronomer, hænder i dobbeltstjernesystemer, i hvilke en af stjernerne er et meget tæt objekt kendt som en hvid dværg. Når en ledsagestjerne overfører sin masse til en hvid dværg, udløser den en eksplosion. Fordi supernovaer frigør utrolige mængder stråling, burde astronomer være i stand til at se supernovaer så langt væk som fem milliarder lysår - dvs. en afstand der dækker en radius på det halve af det synlige univers.
    Type Ia supernovaer er gode afstandsindikatorer fordi de, på toppen af deres lysstyrke, alle producerer omtrent den samme mængde lys. Ved brug af denne information kan astronomer udlede deres afstand.
    Hvis supernovaer også observeres i galakser for hvilke Cepheide afstande kan måles, så kan supernovaers lysstyrke bruges til at udlede afstande. I praksis er supernovaers lysstyrke imidlertid ikke alle ens; der er et område af lysstyrker, man må regne med. En vanskelighed er, at supernovaer er meget sjældne begivenheder, så chancen for at se en i nærheden er meget lille. Uheldigvis er en nuværende begrænsning af denne metode, at omkring halvdelen af alle supernovaer observeret i galakser, der er tæt nok på til at have Cepheide afstande, blev observeret for årtier siden og disse målinger er af lav kvalitet.
    I årtier har astronomer erkendt at løsningen på dødvandet om den udengalaktiske afstandsskala ville kræve observationer gjort med meget høj rumlig opløsning. Hubble teleskopet kan nu opløse Cepheider på afstande 10 gange fjernere (og derfor i et rumfang, der er 1.000 gange større) end vi kan fra Jorden. En primær grund til at bygge et kredsende optisk teleskop var at muliggøre opdagelsen af Cepheider i fjernere galakser og at måle Hubble konstanten nøjagtigt.
    For mere end et årti siden blev adskillige kolleger og jeg tildelt tid på Hubble teleskopet for at udføre dette projekt. Dette program involverer 26 astronomer ledet af mig, Jeremy R. Mould fra Mount Stromlo og Siding Springs Observatory og Robert C. Kennicutt fra Steward Observatory. Vor opgave involverer at måle Cepheide afstande til omkring 20 galakser, nok til at kalibrere et stort antal sekundære afstandsmetoder. Vi sigter på at sammenligne og konfrontere resultater fra mange teknikker og at vurdere de sande usikkerheder i målingen af Hubble konstanten.
    Skønt det stadig er ufærdigt, er nye Cepheideafstande til et dusin galakser blevet målt som del af dette projekt. Foreløbige resultater giver en værdi for Hubble konstanten på omkring 70 km/s/Mpc med en usikkerhed på omkring 15 procent. Denne værdi er baseret på et antal metoder inkluderende Tully-Fisher relationen, Type Ia supernovaer, Type II supernovaer, overflade lysstyrke fluktuationer og Cepheide målinger til galakser i de nærliggende Virgo og Fornax hobe.
    Sandage og hans samarbejdspartnere har rapporteret en værdi på 59 km/s/Mpc, baseret på Type Ia supernovaer. Andre grupper (inkluderende vor egen) har fundet en værdi i midten af 60'er området, baseret på de samme Type Ia supernovaer. Ikke desto mindre er disse nutidige uoverensstemmelser meget mindre end de tidligere på en faktor to, som har eksisteret indtil nu. Fremgangen er opmuntrende.

HVOR GAMMELT ER UNIVERSET?

Værdien af Hubble konstanten har mange betydninger for universets alder, udvikling og skæbne. En lav værdi af Hubble konstanten betyder en høj alder for universet, hvorimod en høj værdi betyder en ung alder. For eksempel indikerer en værdi på 100 km/s/Mpc, at universet er 6,5 til 8,5 milliarder år gammelt (afhængig af mængden af stof i universet og den tilsvarende deceleration forårsaget af det stof). En værdi på 50 km/s/Mpc antyder imidlertid en alder på 13 til 16,5 milliarder år.
    Og hvad med universets endelige skæbne? Hvis middeltætheden af stof i universet er lav, som nuværende observationer viser, forudsiger standardmodellen for kosmos at universet vil udvide sig for evigt.
    Ikke desto mindre antyder teori og observationer, at universet indeholder mere masse end det, der kan tilskrives lysende stof. Et meget aktivt område af kosmologisk forskning er eftersøgningen af dette "mørke" stof i universet. For at kunne besvare spørgsmålet om universets skæbne uden tvivl, kræver kosmologer ikke kun viden om Hubble konstanten og universets middeltæthed men også et uafhængigt mål for universets alder. Disse tre mængder er nødvendige til unikt at angive universets geometri og udvikling.
    Hvis Hubble konstanten viser sig at være høj, ville det have dybe betydninger for vor forståelse af udviklingen af galakser og universet. En Hubble konstant på 70 km/s/Mpc giver et aldersestimat på ni til 12 milliarder år (medregnet usikkerhed i værdien for universets middeltæthed). Et univers af høj tæthed svarer til en værdi på omkring ni milliarder år. Et univers med lav tæthed svarer til en alder på 12 milliarder år for den samme værdi af Hubble konstanten.
    Disse estimater er alle kortere end det, teoretiske modeller antyder for alderen af gamle stjernesystemer kendt som kuglehobe. Kuglehobe menes at være blandt de første objekter, der dannedes i vor galakse og deres alder estimeres til at være mellem 13 og 17 milliarder år. Det er indlysende, at kuglehobenes alder ikke kan være ældre end selve universets alder.
    Aldersestimater for kuglehobe gives ofte som en grund til at foretrække en lav værdi for Hubble konstanten og derfor en ældre alder for universet. Nogle astronomer argumenterer imidlertid for, at de teoretiske modeller for kuglehobe disse estimater afhænger af ikke er fuldstændige og kan være baseret på unøjagtige antagelser. For eksempel hviler modeller på at kende præcise forhold mellem visse grundstoffer i kuglehobe, især oxygen og jern. Desuden kræver nøjagtige aldre nøjagtige mål for lysstyrke af kuglehobes stjerner, som igen kræver nøjagtige målinger af afstandene til kuglehobene.
    En høj værdi af Hubble konstanten rejser et andet potentielt alvorligt problem: det stemmer ikke overens med standard teorier om, hvordan galakserne dannes og fordeles i rummet. For eksempel forudsiger teorierne, hvor meget tid der kræves til hobdannelse i stor skala, som er blevet observeret at finde sted i fordelingen af galakserne. Hvis Hubble konstanten er stor (dvs., universet er ungt), kan modellerne ikke gengive den observerede fordeling af galakser.
    Skønt videnskabens historie antyder, at vores generation ikke vil blive den sidste, der kæmper med disse spørgsmål, lover det næste årti meget spænding. Der er mange grunde til at være optimistisk, at den nuværende uoverensstemmelse over værdier af de kosmologiske parametre, der styrer universets udvikling, snart vil blive løst.

* Wendy L. Freedman er stabsmedlem ved Carnegie Institutions observatorier i Pasadena, Californien. Født i Toronto, modtog hun sin Ph.D. i astronomi og astrofysik fra University of Toronto i 1984 og blev i 1987 den første kvinde i Carnegies videnskabelige stab. I 1994 modtog hun Marc Aaronson Prize for sine bidrag til studiet af udengalaktiske afstande og galaksers stjernepopulationer. Som medleder af Hubble Space Telescope Key Projekt til måling af Hubble konstanten, er hun også medlem af National Research Councils Committee on Astronomy and Astrophysics, direktionen på Center for Particle Astrophysics og National Aeronautics and Space Administrations videnskabelige oversigt kommitte, der planlægger Next Generation Space Telescope. Foruden astronomi er hendes hovedinteresse hendes familie: mand Barry, datter Rachael og søn Daniel. Hendes essay opdaterer en version, der udkom i Scientific American i November 1992. Hun bor i Pasadena.

Fra The Expansion Rate and Size of the Universe, The Scientific American Book of the Cosmos, Macmillan, London 2000.

4. juli, 2002.

Indhold
Index