|
Supernovaer, Mørk Energi og det accelererende univers Ved at bruge meget fjerne supernovaer som standardlys kan man spore den
kosmiske udvidelses historie og prøve at finde ud af hvad der i øjeblikket får den til at sætte
farten op Saul Perlmutter*
Hvad
er der galt med svage supernovaer? Hvorfor
ikke en kosmologisk konstant På
sporet af den flygtige mørke energi
I
årtusinder har kosmologi været teoretikernes domæne, hvor elegant teori kun
lejlighedsvis blev truet af ubehagelige kendsgerninger. Tidligt i det 20.
århundrede gav Albert Einstein os ny begrebsmæssige værktøjer til at
beskæftige os meget grundigt med spørgsmålene om universets oprindelse,
udvikling og skæbne. I de seneste år har teknologien udviklet sig til et
punkt, hvor disse begreber fra almen relativitet kan underbygges og uddybes
gennem målinger. For eksempel giver målinger af den resterende glød fra den
varme, tætte begyndelse af det ekspanderende univers - den kosmiske
mikrobølge baggrundsstråling - mere og mere detaljerede data om den første
halve million år og kosmos' overordnede geometri. Partikelfysikkens
standardmodel er også begyndt at spille en fremtrædende rolle i kosmologi.
Den bredt accepterede ide om eksponentiel inflation i de øjeblikkelige
eftervirkninger af Big Bang blev bygget på de forudsagte virkninger af visse
formodede partikelfelter og potentialer på den kosmiske ekspansion. Måling af
den kosmiske ekspansions historie er ingen nem opgave, men i de seneste år
har en bestemt variation af supernovaer, type Ia, givet os et første glimt af
den historie - og overrasket os med en uventet krølle på historien. I
princippet kan kosmos' udvidelseshistorie bestemmes temmelig nemt ved brug af
et "standardlys," som kan være enhver skelnelig klasse af
astronomiske objekter af kendt iboende lysstyrke, der kan identificeres over
et bredt afstandsområde. Når lyset fra sådanne fyr bevæger sig til Jorden
gennem et ekspanderende univers, strækker den kosmiske ekspansion ikke kun
afstandene mellem galaksehobe, men også selve bølgelængderne af fotonerne,
der er på vej. På det tidspunkt, hvor lyset når os, er den spektrale
bølgelængde l således blevet rødforskudt med
præcis den samme tilvækstfaktor z = Dl/l som kosmos er strakt i
tidsintervallet siden lyset forlod sin kilde. Det tidsinterval er lysets
hastighed gange objektets afstand fra Jorden, som kan bestemmes ved at
sammenligne dets tilsyneladende lysstyrke med en nærliggende standard af
samme klasse astronomiske objekter. Den
optagne rødforskydning og lysstyrke for hvert sådant objekt giver på den måde
en måling af den totale, integrerede udvidelse af universet siden
tidspunktet, hvor lyset blev udsendt. En samling sådanne målinger, over et
tilstrækkeligt område af afstande, ville give en hel historisk optegnelse af
universets udvidelse.
Begrebsmæssigt
er denne plan en bemærkelsesværdig måde at opnå en fremtrædende pris på: en
empirisk redegørelse for vort univers' vækst. En spektroskopisk skelnelig
klasse objekter, med en naturlig lysstyrke ville gøre trick'et. I Edwin
Hubbles opdagelse af den kosmiske udvidelse i 1920'erne brugte han hele galakser
som standardlys. Men galakser, som kommer i mange former og størrelser, er
vanskelige at indpasse til en standard lysstyrke. De kan vokse sig svagere
med tiden, eller lysere, ved at smelte sammen med andre galakser. I 1970'erne
blev det foreslået, at det lyseste medlem af en galaksehob kunne tjene som et
pålideligt standardlys. Men i sidste ende var alle foreslåede galaktiske
kandidater for udsatte for udviklingsmæssige ændringer. Så
tidligt som i 1938 pegede Walter Baade, som arbejdede tæt sammen med Fritz
Zwicky, på, at supernovaer var ekstremt lovende kandidater til at måle den
kosmiske udvidelse med. Deres toplysstyrke syntes at være helt ensartet og de
var lyse nok til at kunne ses på ekstremt store afstande. Faktisk kan en
supernova, i nogle få uger, være ligeså lysstærk som en hel galakse. I årenes
løb, efterhånden som flere og flere supernovaer blev målt, blev det
imidlertid klart, at de var en temmelig uensartet gruppe med et bredt område
af iboende toplysstyrker. Tidligt i
1980'erne dukkede der en ny underklassifikation af supernovaer op.
Supernovaer uden brintegenskaber i deres spektrum var tidligere alle blevet
klassificerede simpelthen som type I. Nu blev denne klasse underopdelt i
typerne Ia og Ib, afhængigt af tilstedeværelsen eller fraværet af en silicium
egenskab ved 6150 Å i supernovaens spektrum. Med denne mindre forbedring af
typologien blev en forbavsende konsistens blandt type Ia supernovaerne
tydelig. Deres spektre passede egenskab efter egenskab - som også deres
"lyskurver" - plottene af deres tiltagen og aftagen af lysstyrke i ugerne efter en supernova
eksplosion. Type Ia
supernovaers ensartethed blev endnu mere slående, da deres spektre blev
studeret i detaljer, når de lyste op og så svandt hen. Først udsender de
yderste dele af den eksploderende stjerne et spektrum, der er det samme for
alle typiske type Ia supernovaer, visende de samme tætheder af grundstoffer,
excitationstilstande, hastigheder og så videre. Når så den eksploderende bold
af gas udvider sig, udtyndes de yderste lag og bliver gennemsigtige og lader
os se de spekrale signaturer af forholdene længere inde. Med tiden, hvis vi
iagttager hele tidsserien af spektre, kommer vi til at se indikatorer, der
sonderer næsten hele den eksplosive hændelse. Det gør indtryk, at type Ia
supernovaer udviser så megen ensartethed ned til dette niveau af detaljer. Et
sådant "supernova CAT-scan" kan være vanskeligt at tolke. Men det
er klart, at i det væsentlige sker de samme fysiske processer i alle disse
eksplosioner. Den
detaljerede ensartethed af type Ia supernovaerne medfører, at de må have en
eller anden fælles udløsende mekanisme. Det er ligeså vigtigt, at denne
ensartethed giver standard spektrale og lyskurve skabeloner, der giver
muligheden for at sortere de supernovaer ud, der afviger lidt fra normen.
Galaksernes komplekse naturhistorier havde gjort dem vanskelige at
standardisere. Med type Ia supernovaerne ser vi chancen for at undgå sådanne
problemer. Vi kan undersøge den rige strøm af observationsdata fra hver
individuelle eksplosion og afpasse spektrale og lyskurve fingeraftrykkene,
for at genkende dem, som har den samme top lysstyrke. Indenfor
nogle få år af deres klassifikation begyndte type Ia supernovaer at levere
det forventede. Først viste David Branch og hans medarbejdere på University
of Oklahoma, at de få udliggere - dem med top lysstyrke væsentligt over
normen - generelt kunne identificeres og skæres bort. Enten deres spektre
eller deres "farver" (forholdene mellem intensitet set gennem to
bredbåndsfiltre) afveg fra skabelonerne. De unormalt svagere supernovaer var
typisk mere røde eller fundet i meget hældende spiralgalakser (eller begge).
Mange af disse blev antagelig dæmpet på grund af støv, som absorberer mere
blåt end rødt lys. Kort
efter Branchs arbejde viste Mark Philips på Cerro Tololo Interamerican
Observatory i Chile at type Ia lysstyrke udliggere også afveg fra skabelonen
for lys - og på en meget forudsigelig måde. De supernovaer, der svandt
hurtigere hen end normen, var svagere ved deres top og de langsommere var
lysere (se figur 1). Faktisk kunne man bruge lyskurvens tidsskala til at
forudsige top lysstyrke og således rekalibrere hver supernova. Men
størstedelen af type Ia supernovaer, som Branchs gruppe viste, passerede
undersøgelserne og var, faktisk, glimrende standardlys, der ikke behøvede en
sådan rekalibrering. Da den
schweitziske veteranforsker Gustav Tammann og hans studerende Bruno
Leibundgut først rapporterede den forbavsende ensartethed af type Ia
supernovaer, var der øjeblikkeligt interesse for at prøve at bruge dem til at
bestemme Hubble konstanten H0,
som måler universets nuværende udvidelseshastighed. Det kunne gøres ved at
finde og måle nogle få type Ia supernovaer lige hinsides de nærmeste
galaksehobe, dvs., eksplosioner der fandt sted for omkring 100 millioner år
siden. Et endnu mere udfordrende mål lå i den fristende udsigt til at vi
kunne finde sådanne standardlys-supernovaer mere end ti gange længere væk og
således tage prøver af universets udvidelse for afskillige milliarder år
siden. Målinger ved brug af så fjerne supernovaer ville måske virkelig vise
den forventede opbremsning af udvidelseshastigheden på grund af gravitation.
Da denne decellerationshastighed ville afhænge af den kosmiske middel
massetæthed rm, ville vi faktisk, veje universet. Hvis
massetætheden, som man generelt antog for et årti siden, var universets
primære energibestanddel, så ville målingen af den skiftende
udvidelseshastighed også bestemme rummets krumning og fortælle os, hvorvidt
universet er endeligt eller uendeligt. Desuden kunne universets skæbne siges
at være en balancegang: Hvis vi, f.eks., målte en kosmisk deceleration stor
nok til at betyde en rm, der overskred den "kritiske tæthed" rc (groft 10-29 gm/cm3) der kunne vise, at universet en dag vil
stoppe med at udvide sig og kollapse mod et katastrofalt "Stort
Knas." Alt dette
lød fristende: fundamentale målinger gjort med et nyt afstands-standardlys,
som var lyst nok til at kunne ses på kosmologiske afstande. Problemet var, at
type Ia supernovaer var besværlige og skulle undgås, hvis der var noget
andet, der duede. På den tid kunne et kort katalog over grunde til ikke at forfølge kosmologiske målinger
med type Ia supernovaer have begyndt sådan her: ·
De er sjældne. En typisk galakse er kun vært for et par type Ia
eksplosioner pr. årtusinde. ·
De er tilfældige og giver intet forudgående varsel om, hvor man skal
kigge. Men den sparsomme observationstid på verdens største teleskoper, de
eneste nyttige værktøjer, der er kraftige nok til at måle disse mest fjerne
supernovaer tilstrækkeligt, bliver tildelt på grundlag af forskningsforslag,
som er skrevet seks måneder i forvejen. Selv de få succesfulde forslag
tildeles kun nogle få nætter pr. semester. Den mulige forekomst af en
tilfældig supernova udgør ikke et overbevisende forslag. ·
De er flygtige. Efter de er eksploderet skal de opdages hurtigst muligt
og måles mangfoldige gange indenfor nogle få uger eller de vil allerede have
passeret top lysstyrken, der er afgørende for kalibrering. Det er for sent at
indgive observationsforslaget efter man har opdaget supernovaen. Dette var
et klassisk catch 22. Man kunne ikke planlægge teleskoptiden forud for at
identificere en supernovas type eller følge op på den, hvis man ikke kunne
garantere en. Men man kunne ikke bevise en teknik til at garantere type Ia
supernova opdagelser uden forud planlægning af teleskoptid til at
identificere dem spektroskopisk. Listen
over problemer stoppede ikke der. Den stigende rødforskydning af supernova
spektre med afstanden betyder, at en meget fjern supernovas lysstyrke målt
gennem et givet filter er vanskelig at sammenligne med lysstyrken af en meget
nærmere supernova målt gennem det samme filter. (Astronomer kalder dette
K-korrigerings problemet.) Støv i en supernovas værtsgalakse kan dæmpe
eksplosionens lys. Og der var tvivl om, hvorvidt spektre af fjerne
supernovaer pålideligt kunne identificeres som type Ia. Faktisk
var resultaterne fra den første søgen efter meget fjerne type Ia supernovaer
ikke opmuntrende. Sidst i 1980'erne fandt et dansk hold, ledet af Hans
Nørgaard-Nielsen, kun en type Ia supernova i to års intensiv observation og
den var allerede adskillige uger forbi sin top.
Selv om
disse problemer syntes overvældende, forekom det skørt at lade logistikken
stå i vejen, når værktøjerne var til rådighed til at måle sådanne
fundamentale egenskaber ved universet: dets massetæthed, storskala struktur
og dets skæbne. Vi var, trods alt, ikke nødt til at bygge noget nær så
formidabelt som de kæmpemæssige acceleratorer og detektorer, man behøvede til
partikelfysik. I et projekt, som Carl Pennypacker og jeg begyndte i Richard
Mullers gruppe på University of California, Berkeley, lige før det danske
holds 1988 supernova opdagelse, startede vi med at bygge en optager med bredt
synsfelt til Anglo-Australian Observatorys 4 meter teleskop. Optageren ville
lade os studere tusinder af fjerne galakser på en nat og øge chancerne for en
supernova opdagelse. Moderne fremskridt i computerberegning og netværk gjode
det lige netop muligt at lave den analyse næste dag, som ville lade os fange
supernovaer, når de begyndte at lyse op. Da vi
fandt vores første supernova i 1992, fandt vi også en løsning på
K-korrigeringsproblemet ved at måle supernovaen i et tilsvarende rødforskudt
filter. Ved at udføre dette trick med to rødforskudte filterbånd kunne man
også forvente at genkende støvabsorbtionen gennem dens afhængighed af
bølgelængde. Men vi havde stadig ikke løst catch-22 problemet med planlægning
af teleskoptid. Vi kunne ikke på forhånd planlægge opfølgende observationer
af vores første supernova og kunne derfor ikke opnå dens
identifikationsspektrum. Når man
ser tilbage på den, forekommer den løsning, vi fandt, indlysende, selv om der
var behov for en stor indsats for at anvende den og bevise, at den var
praktisk. Gennem en bestemt timing af den ansøgte teleskoptid kunne vi
garantere, at vor billeddanner med bredt synsfelt ville høste en samling på
omkring et dusin nyligt eksploderede supernovaer, som alle var opdaget på en
forudbestemt observationsdato under månens mørke fase. (En lys måne er en
hindring for opfølgende observationer.) Vi demonstrerede først denne
supernovaer-on-demand fremgangsmåde i 1994. Fra da af kunne forslag om tid på
vigtige jordbaserede teleskoper angive bestemte datorer for opdagelse og
omtrentligt hvor mange supernovaer der ville blive fundet og fulgt op på.
Denne indfaldsvinkel gjorde det også muligt at bruge Hubble Space Telescope
til opfølgende lyskurve observationer, da vi på forhånd kunne angive den ene
kvadratgradsplet på himlen, hvor vores billeddanner med bredt synsfelt ville
finde sin fangst af supernovaer. En sådan bestemthed er et krav for
forudplanlægning af HST. Nu var Berkeleyholdet vokset til at inkludere nogle
dusin medarbejdere rundt om på kloden og blev kaldt Supernova Cosmology
Project (SCP).
I
mellemtiden gjorde hele supernova samfundet fremskridt med forståelsen af
relativt nærliggende supernovaer. Mario Hamuy og medarbejdere på Cerro Tololo
tog et vigtigt skridt fremad ved at finde og studere mange nærliggende (lav
rødforskydning) type Ia supernovaer. Det resulterende smukke datasæt på 38
supernova lyskurver (nogle vist i figur 1) gjorde det muligt at tjekke og
forbedre Branch og Phillips resultater og vise, at type Ia top lysstyrke
kunne standardiseres. De nye
supernovaer-efter-behov teknikker, der tillod systematisk studium af fjerne supernovaer
og den forbedrede forståelse af variationer af lysstyrken blandt nærliggende
type Ia'er ansporede samfundet til at fordoble deres indsats. Et andet
samarbejde, kaldet High-Z Supernova Search og ledet af Brian Schmidt fra
Australiens Mount Stromlo Observatory, blev dannet sidst i 1994. Holdet
inkluderede mange veteran supernova eksperter. De to rivaliserende hold
kappedes i de næste få år - og dækkede hinanden op, når et af os havde
dårligt vejr - mens vi alle arbejdede febrilsk med at finde og studere de
garanterede efter-behov samlinger supernovaer. I
begyndelsen af 1997 præsenterede SCP holdet resultaterne for vore første syv
supernovaer med høj rødforskydning. Disse første resultater demonstrerede de
kosmologiske analyseteknikker fra begyndelsen til slutningen. De antydede en
udvidelse, der bremsede op med omtrent den fart man forventede fra de
enkleste Big Bang modeller, men med en fejlmargen, som stadig var for stor
til at tillade bestemte konklusioner. Ved årets
slutning var margen begyndt at snævre ind da begge grupper nu indgav papirer
med nogle få flere supernovaer, der viste vidnesbyrd om meget mindre end den
forventede opbremsning af den kosmiske udvidelse. Dette var begyndt at være
et problem for de enkleste inflatoriske modeller med et univers domineret af
sit masseindhold. Endelig,
i begyndelsen af 1998, fremlagde de to grupper resultaterne vist i figur 3.
Hvad er der galt med
svage supernovaer? Svagheden
- eller afstanden - af supernovaerne med høj rødforskydning i figur 3 var en
dramatisk overraskelse. I de simpleste kosmologiske modeller bestemmes
kosmos' udvidelseshistorie udelukkende ved dets massetæthed. Jo større tæthed
jo mere opbremses udvidelsen af gravitationen. Således ville et høj-massetæthedsunivers
i fortiden have udvidet sig meget hurtigere, end det gør idag. Så man burde
ikke skulle se langt tilbage i tid til specielt fjerne (svage) supernovaer
for at finde en given integreret udvidelse (rødforskydning). Omvendt
ville man i et lav-massetæthedsunivers skulle se længere bagud. Men der er en
grænse for, hvor lav middel massetætheden kunne være. Trods alt er vi her og
stjernerne og galakserne er her. Al den masse giver med sikkerhed en lav
grænse for, hvor langt - dvs., til hvilket niveau af svaghed - vi skal se for
at finde en given rødforskydning. Supernovaerne med høj rødforskydning i
figur 3 er imidlertid svagere end man ville forvente selv for et tomt kosmos. Hvis
disse data er korrekte, er den indlysende betydning, at den enkleste kosmologiske
model må være for enkel. Den næstenkleste model kunne måske være den, som
Einstein overvejede et stykke tid. Da han troede, at universet var statisk,
indførte han forsøgsvis en udvidende term, som han kaldte den
"kosmologiske konstant" (L) i den almene relativitets ligninger, som ville konkurrere mod
gravitationskollaps. Efter Hubbles opdagelse af den kosmiske udvidelse er
Einstein berømt for at have forkastet L som sin "største fejltagelse." I senere år
blev L identificeret med alle
kvantefelters nulpunkts vakuumenergi.
Det viser
sig, at påkaldelse af en kosmologisk konstant tillader os at indpasse
supernova data helt godt. (Måske var der mere indsigt i Einsteins fejltagelse
end i de bedste anstrengelser af almindelige dødelige.) I 1995 havde min SCP
kollega Ariel Goobar og jeg fundet, at med en prøve af type Ia supernovaer
spredt over et tilstrækkeligt bredt område af afstande ville det være muligt
at udskille de konkurrerende virkninger af middel massetætheden og tætheden
af vakuumenergien. Den
bedste tilpasning af 1998 supernova data (se figurerne 3 og 4) betyder, at
vakuumenergiens tæthed rL i den nuværende epoke er større
end energitætheden, der tilskrives masse (rmc2). Derfor accelererer den kosmiske
udvidelse nu. Hvis universet ikke har nogen storskala krumning, som de nylige
målinger af den kosmiske mikrobølgebaggrund stærkt viser, kan vi kvantitativt
sige, at omkring 70% af den totale energitæthed er vakuumenergi og 30% er
masse. I enheder af den kritiske tæthed rc, skriver man sædvanligt dette
resultat som WL = rL /
rc ~ 0,7 og Wm = rm / rc ~ 0,3 Hvorfor ikke en
kosmologisk konstant? Fortællingen
kunne måske stoppe lige her med en lykkelig slutning - en komplet fysikmodel
af den kosmiske udvidelse - hvis det ikke var for et kor af klager fra
partikel teoretikerne. Partikelfysikkens standardmodel har intet naturligt
sted for en vakuum energitæthed af den moderate størrelsesorden, som de
astrofysiske data kræver. De simpleste vurderinger ville forudsige en
vakuumenergi, der var 10120 gange større. (I supersymmetriske
modeller er den "kun" 1055 gange større.) En så enorm L ville have fremkaldt en
acceleration så hurtig, at stjerner og galakser aldrig kunne være blevet
dannet. Derfor har man længe antaget, at der må findes en underliggende
symmetri, som præcist udligner vakuumenergien. Imidlertid ser supernova data
ud til at kræve, at en sådan udligning skulle efterlade en rest på omkring en
del ud af 10120. Den grad af finjustering er yderst frastødende. Den
kosmologiske konstant model kræver endnu en finjustering. I den kosmiske
udvidelse bliver massetætheden mere og mere fortyndet. Siden inflationens
slutning er den faldet med mange størrelsesordener. Men vakuum energitætheden
rL, en egenskab ved selve det tomme rum, forbliver
konstant. Det forekommer at være et bemærkelsesværdigt og usandsynligt
sammentræf at massetætheden, lige i den nuværende epoke, er indenfor en
faktor 2 af vakuum energitætheden. Givet
disse to sammenfald af finjustering forekommer det sandsynligt at
standardmodellen mangler noget fundamental fysik. Måske behøver vi en eller
anden slags ny accelererende energi - en "mørk energi" der, ulig L, ikke er konstant. Idet de låner
fra eksemplet med det formodede "inflaton" felt, der menes at have
udløst inflation, foreslår teoretikerne dynamiske skalærfelt modeller og
andre endnu mere eksotiske alternativer til en kosmologisk konstant med det
mål at løse sammenfaldsproblemerne. Den
eksperimentelle fysikers liv domineres imidlertid af mere almindelige
spørgsmål: "Hvor kunne mine målinger være forkerte og hvordan kan jeg
afgøre det?" Afgørende spørgsmål om gentagelighed blev besvaret af den
slående overensstemmelse mellem vore resultater og det konkurrerende holds,
men der resterer de yderst vigtige spørgsmål om systematiske usikkerheder.
Det meste af de to gruppers indsats har drejet sig om at jage disse
systemegenskaber. Kunne supernovaernes svaghed skyldes mellemliggende støv?
De farvemålinger, der ville vise farveafhængig dæmpning for de fleste typer
støv, viser, at støv ikke er en vigtig faktor. Kunne type Ia supernovaerne i
sig selv have været svagere i den fjerne fortid? Spektrale sammenligninger
har indtil nu ikke afsløret nogen skelnen mellem de eksploderende atmosfærer
hos nærliggende og fjernere supernovaer. En anden
prøve på systemegenskaber er at lede efter endnu fjernere supernovaer fra
tiden, da universet var så meget tættere, at rm dominerede over den mørke energi
og således stadig bremsede den kosmiske udvidelse. Supernovaer fra den decelererende epoke burde ikke blive
så svage med voksende afstand som de ville, hvis støv eller indre
udviklingsmæssige ændringer forårsagede svagheden. De første få supernovaer,
studeret ved rødforskydninger hinsides z
= 1, er allerede begyndt at begrænse disse systematiske usikkerheder. Ved at
bekræfte kosmos’ flade geometri har de nylige målinger af den kosmiske
mikrobølgebaggrund også bidraget med tillid til resultaterne om det
accelererende univers. Uden den ekstra frihedsgrad givet af mulig rumlig
krumning ville man skulle påkalde usandsynligt store systematiske fejl for at
afvise supernova resultaterne. Og hvis vi inkluderer de lave rm vurderinger baseret på inventar studier af galaksehobe, viser Wm – WL, parameter planet en beroligende overlapning for de tre uafhængige
slags kosmologiske observationer (se figur 5).
På sporet af den
flygtige mørke energi Den mørke
energi, som udvises af den accelererende kosmiske udvidelse, giver os næsten
ingen spor om dens identitet. Dens lille tæthed og svage vekselvirkninger
udelukker antagelig identifikation i laboratoriet. I sin opbygning påvirker
den selvfølgelig universets udvidelseshastighed og forskellige mørk-energi
modeller betyder forskellige udvidelseshastigheder i forskellige epoker. Så
vi skal jage den mørke energis fingeraftryk i de fine detaljer af den
kosmiske udvidelses historie. De bredt
favnende teorier om mørk energi karakteriseres ofte af deres
tilstandslignings parameter w = p/r, forholdet mellem den mørke energis tryk og dens
energitæthed. Decelerationen (eller accelerationen) af et ekspanderende
univers, givet ved den generelle relativistiske ligning R/R = -4/3p Gr (1 + 3w), afhænger
af dette forhold. Her kan man tænke på R
som middelafstanden mellem galaksehobe, som ikke er bundet til hinanden.
Således accelererer udvidelsen, når w er mere negativ end -1/3 efter man inkluderer alt stof, stråling og
mørk energi, bestanddelene i det kosmiske energibudget. Hver af
bestanddelene har sin egen w: ubetydelig for ikkerelativistisk stof, +1/3 for stråling og
relativistisk stof, og -1 for L. Dvs., at L udøver et særligt negativt tryk! Almen relativitet fortæller os også,
at hver bestanddels energitæthed falder som R-3(1+w), når kosmos
udvider sig. Derfor falder strålingens bidrag bort først, således at
ikkerelativistisk stof og mørk energi nu tager overhånd. Givet at den mørke
energitæthed nu er omkring to gange massetætheden, er den eneste begrænsning
på mørk energi modeller at w skal, i nutiden, være mere negativ end -1/2 for at få den kosmiske
udvidelse til at accelerere. Imidlertid har de fleste mørk energi
alternativer til en kosmologisk konstant en w, der ændrer sig med tiden. Hvis vi kan finde ud af
mere om den kosmiske udvidelses historie, kan vi håbe på at kunne skelne
mellem teorierne om mørk energi ved at bestemme w og dens afhængighed af tiden. Uheldigvis
er forskellene mellem udvidelseshistorierne, forudsagt af den nuværende høst
af mørk energi modeller, ekstremt lille. At skelne mellem dem vil kræve
målinger, der er en størrelsesorden mere nøjagtige end dem vist i figur 3 og
strække sig dobbelt så langt bagud i tid. Der er
ingen mangel på type Ia supernovaer; der eksploderer en et eller andet sted
på himlen med få sekunders mellemrum. I princippet er jobbet så helt enkelt
at studere et hundrede gange så mange supernovaer som vi har indtil nu. Det
er en vanskelig men ikke umulig opgave, hvis vi installerer billeddannere med
bredt synsfelt og forbedrede spektrografer på dedikerede store teleskoper.
Det er imidlertid ikke nok at forbedre kvantiteten af målinger. Kvaliteten
skal også tage et dramatisk skridt fremad, fordi den nuværende
målenøjagtighed ikke alene helt enkelt er begrænset af statistiske fejl. Selv
med det antal supernovaer, vi allerede har på hånden, er vore statistiske
usikkerheder allerede tæt på de systematiske usikkerheder. Den næste
generation supernova projekter er allerede begyndt. Teleskopers
planlægningskommiteer har dramatisk øget den tid, der tildeles dem, på de
største teleskoper. Med overvågning af pletter på himlen hver 14. dag i løbet
af flere år på to 4 meter teleskoper vil det være muligt at indsamle næsten
fuldstændige lyskurver for hundreder af 5 milliarder år gamle type Ia
supernovaer. Mindre teleskoper vil studere meget nærmere supernovaers
variation af spektre i tid. Og billeddannere på HST og 8-m Subaru Teleskopet
på Hawaii afslører nu håndfulde af 10 milliarder år gamle supernovaer. Et
antal store nye teleskoper reserverer tid til omfattende
observationsprogrammer til opfølgende målinger af denne overflod af supernovaer.
Ved de mest ekstreme afstande kan kun Hubble Space Telescope lige følge de
svindende supernovaer, som er rødforskudt ind i det infrarøde. Med denne
række af indsatser vil vi måske inden længe vide om den mørke energis
tidsmidlede adfærd er i overensstemmelse med den kosmologiske konstant. Det endnu
vanskeligere mål for den tredje generation af supernova arbejde, som også
allerede er begyndt, er at lede efter tidsvariationer i den mørke energi. For
dette arbejde med højere præcision skal de systematiske usikkerheder
reduceres dramatisk. De fysiske detaljer for hver individuel supernova
eksplosion skal udpeges med omfattende og præcise spektrale og fotometrisk
overvågninger. Mellemliggende støv skal måles med en dækning i bølgelængde,
der strækker sig ind i det infrarøde. Værtsgalakser skal klassificeres for
kontrol af miljøets virkninger på type Ia standardlyset. Og vi vil skulle
studere nok supernovaer i hvert område af rødforskydning for at gøre rede for
mulig gravitationslinsning af forgrundsgalakser, der kan oplyse eller dæmpe
en supernova. Disse
meget præcise krav har skubbet os til at arbejde over atmosfæren og
konstruere et nyt kredsende optisk og nær infrarødt teleskop kaldet SNAP
(SuperNova/Acceleration Probe). Med et 2
meter spejl, en billeddanner på en halv milliard pixels og en
spektrograf med hurtig ydelse kan denne mission opnå den samling målinger
uden fortilfælde, som kræves for at måle tusinder af supernovaer med passende
begrænsede systematiske usikkerheder. Vi lever
på et usædvanligt tidspunkt, måske den første gyldne tidsalder af empirisk
kosmologi. Med teknologiske fremskridt er vi begyndt af gøre filosofisk
betydelige målinger. Disse målinger har allerede bragt overraskelser. Ikke
kun accelererer universet, men det består tilsyneladende primært af mystiske
substanser. Vi har allerede måttet revidere vore enkleste kosmologiske
modeller. Mørk energi er nu tilføjet det allerede forvirrende spørgsmål om
mørkt stof. Man fristes til at spekulere, at disse ingredienser er
tilføjelser, som de Ptolemæiske epicykler, for at bevare en ufuldstændig
teori. Med det næste årtis nye eksperimenter, som udnytter ikke kun fjerne
supernovaer, men også den kosmiske mikrobølgebaggrund, gravitationel linsning
af galakser og andre kosmologiske observationer har vi udsigt til at tage det
næste skridt mod det "Aha" øjeblik, hvor en ny teori giver mening
til de nuværende gåder. I referencer 12 og 13 har jeg fuldstændigt angivet
medlemmerne af High-Z Supernova Search og Supernova Cosmology Project
holdene, fordi hver af disse forskere bør anerkendes for vigtige bidrag til
opdagelserne beskrevet her. Det har været både en ære og en fornøjelse at
arbejde nært sammen med mine SCP kolleger, som hengav sig til dette arbejde i
årevis med kreativitet og lederskab. 1. W.
Baade, Astrophys. J. 88, 285
(1938); C. Kowal, Astron. J. 73,
1021 (1968). 2. J.C.
Wheeler, R. Levreault, Astrophys. J.
Lett. 294, 17 (1985); A.
Uomoto, R. Kirshner, Astron. Astrophys. 149,
L7 (1985); N. Panagia, i Supernovae as
Distance Indicators, N. Bartel, ed., Springer-Verlag, Berlin (1985); R.
Harkness, J.C. Wheeler, i Supernovae,
A. Petschek, ed., Springer-Verlag, New York (1990). 3. B.
Leibundgut, PhD Thesis, University of Basel (1988); G. Tammann, B.
Leibundgut, Astron. Astrophys. 236, 9 (199o). 4. D.
Branch, G. Tammann, Annu. Rev. Astron.
Astrophys. 30, 359 (1992); D.
Miller, D. Branch, Astron. J. 100, 530 (1990); D. Branch, D.
Miller, Astrophys. J. Lett. 495, L5 (1993). 5. M.
Phillips, Astrophys. J. Lett. 413, 105, (1993); A. Riess, W. Press,
R. Kirshner, Astrophys. J. 473, 88, (1996). Se også ref. 8. 6. D.
Branch, A. Fisher, P. Nugent, Astron.
J. 106, 2383 (1993); T.
Vaughan, D. Branch, D. Miller, S. Perlmutter, Astrophys. J. 439, 558
(1995). 7. M.
Hamuy et al., Astron. J. 106, 2392 (1993); og 109, 1 (1995). 8. S.
Perlmutter et al., (Supernova Cosmology Project), Astrophys. J. 483, 565
(1997). 9.S.
Perlmutter et al., (Supernova Cosmology Project), Nature 391, 51 (1998). 10. P.
Garnavich et al., (High-Z Supernova Search); Astrophys. J. Lett. 493,
53 (1998). 11. B.
Schmidt et al., (High-Z Supernova Search), Astrophys. J. 507, 46
(1998). 12. A.
Riess, A.Filippenko, P. Challis, A. Clocchiattia, A. Diercks, P. Garnavich,
R. Gilliland, C. Hogan, S. Jha, R. Kirschner, B. Leibundgut, M. Phillips, D.
Reiss, B. Schmidt, R. Schommer, R. Smith, J. Spyromilio, C. Stubbs, N.
Suntzeff, J. Tonry (High-Z Supernova Search), Astron. J. 116, 1009
(1998). 13. S.
Perlmutter, G. Aldering, G. Goldhaber, R. Knop, P. Nugent, P. Castro, S.
Deustua, S. Fabbro, A. Goobar, D. Groom, I. Hook, A. Kim, M. Kim, J. Lee, N.
Nunes, R. Pain, C. Pennypacker, R. Quimby, C. Lidman, R. Ellis, M. Irwin, R.
McMahon, P. Ruiz-Lapuente, N. Walton, B. Schaefer, B. Boyle, A. Fillippenko,
T. Matheson, A. Fruchter, N. Panagia, H. Newberg, W. Couch (Supernova
Cosmology Project), Astrophys. J. 517, 565, (1999). 14. A.
Goobar, S. Perlmutter, Astrophys. J.
450, 14 (1995). 15. S.
Perlmutter, B. Schmidt, i Supernovae
and Gamma Ray Bursters, K. Weiler, ed., Springer-Verlag, New York (2003).
og referencer deri. Til
rådighed på http://xxx.lanl.gov/astro-ph/0303428 16. Se
Web siderne for Supernova Cosmology Project, http://www.supernova.LBL.gov og High-Z Supernova Search, http://cfa-www.harvard.edu/cfa/oir/Research/supernova/HighZ.html 17. Se
for eksempel, A. Riess et al. Astrophys.
J., 560, 49 (2001). 18. For
mere information om SNAP, se http://snap.lbl.gov
* Saul Perlmutter er seniorforsker
på Lawrence Berkeley National Laboratory og leder af Supernova Cosmology
Project. Fra Supernovae, Dark Energy, and the
Accelerating Universe, Physics Today, April 2003, side 53-60.
Undersøgelse af rumtiden med supernovaer |
