Spiller universet falsk?

Som en disharmoni af nøgleinstrumenter, der spiller det forkerte stykke i et dygtigt orkester, er der opstået mystiske uoverensstemmelser mellem teori og observationer af den kosmiske mikrobølgebaggrunds "musik". Enten er målingerne forkerte eller universet er mærkeligere end vi troede

Glenn D. Starkman & Dominik J. Schwarz*

Indhold:

Indledning
Det ældste lys
Manglende toner
Mystiske justeringer
Tilbage til tegnebordet?
Box 1: Detektering af harmonier i den himmelske musik
Box 2: Mysterier fra WMAP
Mere at udforske

Indledning

Forestil dig et fantastisk stort orkester der spiller vidtstrakt i 14 milliarder år. I begyndelsen lyder melodierne harmoniske. Men lyt mere omhyggeligt: noget er falsk. Gådefuldt spiller tubaen og bassen blødt en anden sang.
    Sådan er det, når forskere "lytter" til kosmos' musik spillet i den kosmiske mikrobølgebaggrunds (CMB) stråling, vort vindue på de største skalaer til det tidlige univers' forhold. Kort efter big bang opstod der tilsyneladende tilfældige svingninger - sandsynligvis takket være kvantemekanikkens virkninger - i universets energitæthed. De voksede i størrelse og blev til sidst vore dages galaksehobe. Svingningerne var meget som lydbølger (almindelige lydbølger er svingninger i luftens tæthed), og lyden, der ringede gennem hele kosmos for 14 milliarder år siden, blev præget på CMB. Nu ser vi et kort af den lyd tegnet på himlen i form af CMB temperaturvariationer.
    Som med en lydbølge kan CMB svingningerne analyseres ved at dele dem i deres harmoniske bestanddele - som en samling rene toner med forskellige frekvenser eller, mere billedligt, forskellige instrumenter i et orkester. Visse af de harmonier spiller mere stille end de skulle. Desuden er harmonierne rettet ind på mærkelige måder - de spiller den forkerte melodi. Disse elendige noder betyder, at den ellers meget succesfulde kosmologiske standardmodel er fejlagtig - eller at der er noget galt med data.
    Forskere har konstrueret og bekræftet kosmologiens standardmodel i de sidste få årtier. Den redegør for en imponerende række af universets kendetegn. Modellen forklarer mængderne af de letteste grundstoffer (forskellige isotoper af hydrogen, helium og lithium) og giver en alder på universet (14 milliarder år), som er konsistent med de vurderede aldre af de ældste kendte stjerner. Den forudsiger eksistensen af CMB og at den er næsten ensartet og forklarer, hvordan mange andre egenskaber ved universet kom til at være ligesom, de er.
    Modellen kaldes inflatorisk lambda koldt mørkt stof modellen, dens navn er afledt af dens tre mest betydningsfulde komponenter: inflationsprocessen, en mængde kaldet den kosmologiske konstant symboliseret af det græske bogstav lambda og usynlige partikler kendt som koldt mørkt stof.
    Ifølge denne model var inflation en periode med kolossalt accelereret vækst, der startede i den første brøkdel af et sekund efter universet begyndte og sluttede med et udbrud af stråling. Inflation forklarer, hvorfor universet er så stort, så fyldt af stof og så tæt på at være ensartet. Den forklarer også, hvorfor universet ikke er præcist ensartet: fordi tilfældige kvantesvingninger i energitætheden blev blæst op til galaksehobes størrelse og større.
    Modellen forudsiger, at efter inflationen sluttede, forårsagede gravitationen, at områderne med ekstra tæthed kollapsede ind på sig selv og til sidst dannede de galakser og hobe vi ser i dag. Den proces var nødt til at blive hjulpet på vej af koldt mørkt stof, som består af enorme skyer af partikler, der kun kan detekteres gennem deres gravitationsvirkninger. Den kosmologiske konstant (lambda) er en mærkelig form for antigravitation, der er ansvarlig for den nuværende forøgelse af den kosmiske udvidelses hastighed [se "A Cosmic Conundrum," af Lawrence M. Krauss og Michael S. Turner; Scientific American, september 2004], [En Kosmisk Gåde].

Det ældste lys

Til trods for modellens store succes med at forklare alle disse egenskaber ved universet dukker der problemer op, når astronomer måler CMBs temperatursvingninger. CMB er kosmologernes vigtigste sonde til universets egenskaber på største skala. Den er det ældste af alt lys med oprindelse kun nogle få hundrede tusinde år efter big bang, da det hurtigt ekspanderende og afkølende univers foretog overgangen fra tæt uigennemsigtig plasma til gennemsigtig gas. Undervejs i 14 milliarder år afslører CMB således et billede af det tidlige univers. Da det kommer fra de fjerneste egne, er det billede også et lynskud af universet på dets største skala.
    Arno Penzias og Robert Wilson fra Bell Laboratories detekterede først CMB og målte dens temperatur i 1965. I den seneste tid har forskningens forkant været studier af svingninger i temperaturen, som de ses, når man ser på forskellige områder af himlen. (Teknisk kaldes disse svingninger temperatur anisotropier.) Forskellene i temperatur tværs over himlen afspejler universets tidlige tæthedssvingninger. I 1992 observerede Cobe (Cosmic Background Explorer) satellitten først disse svingninger; senere har WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) satellitten lavet højopløsningskort over dem.
    Modeller som lambda koldt mørkt stof modellen kan ikke beregne svingningernes eksakte mønster. Dog kan de forudsige deres statistiske egenskaber, som at forudsige deres middelstørrelse og området af størrelser, de breder sig over. Nogle af disse statistiske egenskaber forudsiges ikke kun af lambda koldt mørkt stof modellen men også af talrige andre enkle inflationsmodeller, som fysikerne har overvejet fra tid til anden som mulige alternativer. Fordi sådanne egenskaber opstår i mange forskellige inflationsmodeller, betragtes de som inflationens "fælles" forudsigelser; hvis inflation overhovedet er sand, holder disse forudsigelser uanset modellens finere detaljer. At gendrive en af dem ville være at udfordre inflationssceneriet på den mest alvorlige måde, en videnskabelig teori kan udfordres på. Det er, hvad de afvigende CMB målinger kan gøre.
    Forudsigelserne udtrykkes bedst ved først at nedbryde temperatursvingningerne til et spektrum af tonearter kaldet sfæriske harmonier, meget ligesom lyd kan adskilles i et spektrum af noder. Som nævnt tidligere kan vi betragte tæthedssvingningerne, før de vokser til galakser, som værende lydbølger i universet. Hvis denne nedbrydning i tonearter synes mystisk så husk orkesteranalogien; hver toneart er et bestemt instrument og hele kortet over temperaturer tværs over himlens kugle er den komplette lyd frembragt af orkesteret.
    Den første af inflationens fælles forudsigelser om svingningerne er "statistisk isotropi." Dvs., at CMB svingningerne hverken retter sig ind langs nogen foretrukne retninger (for eksempel, jordens akse) eller selv kollektivt definerer en foretrukken retning.
    Inflation forudsiger endvidere, at amplituden af hver af tonearterne (lydstyrken, ved hvilken hvert instrument spiller, hvis vi tænker på et orkester) er tilfældig, ud fra et område af muligheder. Især følger fordelingen af sandsynligheder en klokkeformet kurve, kaldet en Gauss' fordelingskurve. Den mest sandsynlige amplitude, kurvens top, er på nul, men alment hænder ikke-nul værdier med faldende sandsynlighed, jo mere amplituden afviger fra nul. Hver toneart har sin egen gaussiske kurve og bredden af dens gaussiske fordeling (jo bredere "klokkens" base er) bestemmer, hvor megen kraft (hvor megen lyd), der er i den toneart.
    Inflation fortæller os, at alle tonearternes amplituder burde have gaussiske fordelinger af næsten samme bredde. Denne egenskab fremkommer, fordi inflation, ved at strække universet eksponentielt, sletter, som et allestedsnærværende strygejern, alle spor af nogen karakteristiske skalaer. Det resulterende kraftspektrum kaldes fladt på grund af dets mangel på særlige kendetegn. Væsentlige afvigelser fra fladhed burde kun forekomme i de tonearter, der frembringes ved enten slutningen eller begyndelsen af inflation.

Manglende toner

Sfæriske harmonier repræsenterer i stigende grad mere komplicerede måder, hvorpå en kugle kan vibrere ind og ud. Når vi ser nærmere på harmonierne, begynder vi at se, hvor observationerne løber ind i bekymrende konflikter med modellen. Disse tonearter er bekvemme at bruge, fordi al vor information om det fjerne univers projiceres ind på en enkelt kugle - himlen. Den laveste tone (mærket l=0) er monopolen - hele kuglen pulserer som en. CMBs monopol er dens middeltemperatur - kun 2,725 grader over absolut nul.
    Den næstlaveste tone (mærket l=1) er dipolen, i hvilken temperaturen går op i én halvkugle og ned i den anden. Dipolen domineres af Doppler skiftet af solsystemets bevægelse i forhold til CMB; himlen synes lidt varmere i den retning solen bevæger sig.
    Alment kaldes svingningen for hver værdi af l (0, 1, 2 ...) en multipol. Ethvert kort tegnet på en kugle, hvad enten det er CMBs temperatur eller jordens topografi, kan brydes ned til multipoler. De laveste multipoler er de største områder, kontinent- og oceanstørrelse bølgeformer på vort temperaturkort. Højere multipoler er som efterhånden mindre områder af højsletter, bjerge og bakker (og grøfter og dale) indsat i ordnede mønstre ovenpå de større kendetegn. Hele den komplicerede topografi er summen af de individuelle multipoler.
    For CMB har hver multipol l en total tæthed C_l - groft sagt middelhøjderne og dybderne af de bjerge og dale, der svarer til den multipol eller middellydstyrken af det instrument i orkestret. Samlingen af intensiteter for alle forskellige værdier af l kaldes det vinkeldannede kraftspektrum, som kosmologerne plotter som en graf.
    Grafen begynder ved C₂, fordi den virkelige information om kosmiske svingninger begynder med l=2. Illustrationen i Box 2 viser både det målte vinkeldannede kraftspektrum fra WMAP og forudsigelsen fra den inflatoriske lambda koldt stof model, der tættest stemmer med alle målingerne. De målte intensiteter af de to lavest-l multipoler, C₂ og C₃, de såkaldte kvadrupoler og oktopoler, er betragteligt lavere end forudsigelserne. COBE holdet bemærkede først denne mangel i lav-l kraften og WMAP bekræftede for nylig opdagelsen. Udtrykt i topografi er de største kontinenter og oceaner mystisk lave og lavvandede. Udtrykt i musik mangler vi bas og tuba.
    Virkningen er endnu mere dramatisk, hvis man i stedet for at se på de totale intensiteter (C_l'erne) ser på den såkaldte vinkeldannede korrelationsfunktion, (Cθ). For at forstå denne funktion skal man forestille sig, at vi ser på to punkter på himlen adskilt af en vinkel θ og undersøger, hvorvidt de begge er varmere (eller begge koldere) end middel eller en er varmere og en koldere. C(θ) måler i hvilken udstrækning, de to punkter er korrelerede i deres temperatursvingninger, midlet over alle punkter på himlen. Eksperimentalt finder vi, at C(θ) for vort univers er næsten nul ved vinkler større end omkring 60 grader, hvilket betyder, at svingningerne i retninger adskilt med mere end omkring 60 grader er fuldstændigt ukorrelerede. Dette resultat er endnu et tegn på, at universets lave toner, som inflation lovede, mangler.
    Denne mangel på korrelationer ved store vinkler blev først afsløret af COBE og WMAP har nu bekræftet den. Den lille størrelse af C(θ) ved store vinkler betyder ikke kun, at C₂ og C₃ er små, men at forholdet af værdierne af de første få totale intensiteter - op til mindst C₄ - også er usædvanlige. Fraværet af kraft ved store vinkler er i slående uoverensstemmelse med alle fælles inflationsmodeller.
    Mysteriet har tre potentielle løsninger. For det første kan de usædvanlige resultater blot være et meningsløst statistisk sammentræf. Især kan usikkerhederne i data være større, end man har vurderet, hvilket ville gøre de observerede resultater mindre usandsynlige. For det andet kan korrelationerne være en artefakt ved observationerne - en uventet fysisk virkning, der ikke er blevet kompenseret for i WMAP holdets analyse af dets data. Endelig kan de vise et dybere problem med teorien.
    Adskillige forfattere har forfægtet den første mulighed. George Efstathiou fra University of Cambridge var først, i 2003, til at rejse spørgsmål om de statistiske metoder, der blev brugt til at uddrage kvadrupol styrken og dens usikkerhed og han hævdede, at data betød meget større usikkerhed. Siden da har mange andre set på de metoder ved hvilke, WMAP holdet uddrog den lave-l C_l og konkluderet, at usikkerhederne forårsaget af vor egen Mælkevejs udstrålinger er større end det, forskerne oprindelig sluttede.

Mystiske justeringer

For at vurdere denne tvivl om betydningen af uoverensstemmelsen har adskillige grupper set hinsides informationen, der er indeholdt i C_l'erne, som repræsenterer en tonearts totale intensitet. Foruden C_l indeholder hver multipol retningsinformation. Dipolen, for eksempel, har retningen af den varmeste halvdel af himlen. Højere multipoler har endnu mere retningsinformation. Hvis intensitetsuoverensstemmelsen virkelig blot er et sammentræf, så ville man forvente, at retningsinformationen fra de samme data viste den korrekte fælles adfærd. Det sker imidlertid ikke.
    Det første mærkelige resultat kom i 2003, da Angelica de Oliveira-Costa, Max Tegmark, begge da på University of Pennsylvania, Matias Zaldarriaga fra Harvard University og Andrew Hamilton fra University of Boulder i Boulder bemærkede, at kvadrupol tonearternes foretrukne akser, på den ene side og oktopol tonearternes på den anden, var bemærkelsesværdigt tæt rettet ind. Disse tonearter er de samme, som syntes at være mangelfulde i kraft. Den fælles inflatoriske model forudsiger, at hver af disse tonearter skulle være fuldstændigt uafhængige - man ville ikke forvente nogen justeringer.
    Også i 2003 præsenterede Hans Kristian Eriksen fra University of Oslo og hans medarbejdere flere resultater, der antydede justeringer. De opdelte himlen i alle mulige par af halvkugler og så på den relative intensitet af svingningerne på de modsatte halvdele af himlen. Det, de fandt, modsagde standard inflatorisk kosmologi - halvkuglerne havde ofte meget forskellige mængder kraft. Men hvad der var mest overraskende var, at det par halvkugler, der var mest forskellige, var dem, der lå over og under ekliptika, planet for jordens bane omkring solen. Dette resultat var det første tegn på, at CMB svingningerne, som blev antaget for at have en kosmisk oprindelse, med nogen forurening af udstråling i vor egen galakse, har et solsystem signal i sig - dvs., en type observationsartefakt.
    I mellemtiden havde en af os (Starkman), sammen med Craig Copi og Dragan Huterer, da begge på Case Western Reserve University, udviklet en ny måde at repræsentere CMB svingningerne på ved hjælp af vektorer (et matematisk udtryk for pile). Dette alternativ tillod os (Schwartz, Starkman, Copi og Huterer) at afprøve forventningen om, at svingningerne i CMB ikke ville udpege specielle retninger i universet. Udover at bekræfte Oliveira-Costa og medarbejderes resultater afslørede vi nogle uventede korrelationer i 2004. Adskillige af vektorerne ligger overraskende tæt på det ekliptiske plan. Inde i det plan sidder de uventet tæt på jævndøgnene - de to punkter på himlen, hvor projektionen af jordens ækvator på himlen krydser ekliptika. Disse samme vektorer er tilfældigvis også mistænkeligt tæt på retningen for solens bevægelse gennem universet. En anden vektor ligger meget tæt på det plan, der er defineret af den lokale superhob af galakser, kaldet det supergalaktiske plan.
    Hver af disse korrelationer har mindre end én i 300 chance for at ske tilfældigt, selv ved brug af konservative statistiske vurderinger. Skønt de ikke er fuldstændig uafhængige af hinanden, er deres kombinerede chance-sandsynlighed bestemt mindre end én i 10.000 og den beregning inkluderer ikke alle de enkelte egenskaber ved de lave multipoler.
    Nogle forskere har udtrykt bekymring over, at alle disse resultater er blevet udledt fra kort over hele CMB himlen. At bruge kort over hele himlen kunne forekomme som en fordel, men i et bånd rundt på himlen, centreret på vor egen galakse, kan de rapporterede CMB temperaturer være upålidelige. For at udlede CMB temperaturen i dette galaktiske bånd skal man først fjerne galaksens bidrag. Måske er de teknikker, som WMAP holdet eller andre grupper har brugt til at fjerne de galaktiske tommelfingeraftryk, ikke pålidelige nok. Faktisk advarer WMAP holdet andre forskere mod at bruge dets kort over hele himlen; til dets egen analyse bruger det kun de dele af himlen, der er udenfor galaksen. Da Uros Seljak fra Princeton University og Anze Slosar fra University of Ljublijana udelukkede det galaktiske bånd fandt de, at den statistiske signifikans af nogle af disse justeringer faldt ved nogle bølgelængder. Dog fandt de også, at korrelationerne voksede ved andre bølgelængder. Vort eget opfølgningsarbejde antyder, at galaksens virkninger ikke kan forklare de observerede korrelationer. Det ville virkelig være meget overraskende, hvis en misforståelse af galaksen forårsagede, at CMB var rettet ind med solsystemet.
    Sagen for at disse forbindelser mellem mikrobølgebaggrunden og solsystemet er virkelige styrkes, når vi ser nærmere på det vinkeldannede kraftspektrum. Bortset fra manglen på kraft ved lav l er der tre andre punkter - l=22, l=40 og l=210 - på hvilke, det observerede kraftspektrum adskiller sig betydeligt fra det spektrum, der blev forudsagt af bedste-tilpasning lambda koldt mørkt stof modellen. Selvom dette sæt forskelle er blevet bredt bemærket, har det undgået de fleste kosmologers opmærksomhed, at disse tre afvigelser også er korrelerede med ekliptika.
    To forklaringer fremstår som de mest sandsynlige for korrelationen mellem lav-l CMB signalet og egenskaber ved solsystemet. Den første er en fejl i konstruktionen eller forståelse af WMAP data (såkaldt systematik). Dog har WMAP holdet været yderst omhyggelige og har udført talrige krydscheck af deres instrumenter og analyseprocedure. Det er vanskeligt at se, hvordan falske korrelationer kunne blive indført ved et uheld. Desuden har vi fundet lignende korrelationer i kortet frembragt af COBE satellitten, som brugte anderledes instrumenter og analyse og derfor for det meste ville have uafhængige systematikker.
    En mere sandsynlig forklaring er, at en uventet kilde eller mikrobølgefoton-absorberende substans forurener data. Denne nye kilde burde på en eller anden måde være associeret med solsystemet. Måske er det en ukendt støvsky i solsystemets yderkanter. Men denne forklaring er selv ikke uden problemer: Hvordan får man en solsystemkilde til at gløde omtrent ved CMBs bølgelængde og lysstærk nok til at blive set af CMB instrumenterne eller til at absorbere ved CMB bølgelængder og alligevel forblive tilstrækkelig usynlig ved alle andre bølgelængder til ikke endnu at være blevet opdaget? Vi håber, at vi med tiden vil kunne studere en sådan forgrundskilde godt nok til at rense CMB data.

Tilbage til tegnebordet?

Ved første øjekast kunne opdagelsen af en solsystem forurening i CMB data se ud til at løse gåden om svage stor-skala svingninger. Men imidlertid gør den faktisk problemet endnu værre. Når vi fjerner den del, der kommer fra den hypotetiske forgrund, er det resterende kosmologiske bidrag sandsynligvis endnu mindre end man før troede. (Enhver anden konklusion ville kræve en tilfældig ophævning mellem det kosmiske bidrag og vor antagne forgrundskilde.) Så ville det blive vanskeligere at hævde, at fraværet af lav l kraft blot er et statistisk tilfælde. Det ser ud til, at inflation kommer ind i en stor knibe.
    En statistisk robust konklusion om, at der findes mindre kraft end forventet på store skalaer, kunne sende os tilbage til tegnebordet om det tidlige univers. De nuværende alternativer til fælles inflation er ikke forfærdelig tiltrækkende; en omhyggeligt konstrueret inflatorisk model kunne frembringe et slip i kraftspektret ved lige den rette skala til at give os det observerede fravær af kraft på stor skala, men denne "konstruktør inflation" strækker grænserne for, hvad vi leder efter i en overbevisende videnskabelig teori - en øvelse, der minder om Ptolemaios' tilføjelse af hypotetiske epicykler til himmellegemernes baner, så de ville være i overensstemmelse med en Jord-centreret kosmologi.
    En mulighed er, at universet har en uventet kompleks kosmisk topologi [se "Is Space Finite?" af Jean-Pierre Luminet, Glenn D. Starkman og Jeffrey R. Weeks; Scientific American, april 1999]. Hvis universet er endeligt og foldet omkring sig selv på interessante måder, som en doughnut eller kringle, så vil de vibrationstonearter, det tillader, blive modificeret på meget karakteristiske måder. Vi kunne måske være i stand til at høre universets form, meget som man kan høre forskellen mellem f.eks., kirkeklokker og vind klokkespil. Til dette formål er de laveste toner - svingninger på den største skala - dem, der mest tydeligt ville give genlyd til universets form (og størrelse). Universet kunne have en interessant topologi, men er blevet pustet præcis nok op til, at føre den topologi lige bag om horisonten, så den ikke blot er svær at se men meget vanskeligt at afprøve.
    Er der håb om at løse disse problemer? Ja, vi forventer flere data fra WMAP satellitten, ikke kun om himlens temperatursvingninger men også om det modtagne lys' polarisation, hvilket kan hjælpe med at afsløre forgrundskilder. I 2007 vil European Space Agency opsende Planck missionen, som vil måle CMB ved flere frekvensbånd og ved større vinkeldannet opløsning end WMAP gjorde. Den højere vinkeldannede opløsning forventes ikke at hjælpe med at løse lav-l gåden, men at observere himlen i mange flere mikrobølge "farver" vil give os meget bedre kontrol over systematikkerne og forgrundene. Kosmologisk forskning fortsætter med at bringe overraskelser - stay tuned.

Mere at udforske

First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results. C.L. Bennett et al. i Astrophysical Journal Supplemental, Vol. 148, side 1; 2003.

The Cosmic Symphony. Wayne Hu og Martin White i Scientific American, Vol. 290, No. 2, siderne 32-41; februar 2004.

WMAP Web side er på http://wmap.gsfc.nasa.gov/

* Glenn D. Starkman og Dominik J. Schwarz arbejdede først sammen i 2003, da de var på CERN nær Geneve. Starkman er Armington Professor ved Center for Education and Research in Cosmology and Astrophysics i afdelingerne for fysik og astronomi på Case Western Reserve University. Schwarz har udført forskning i kosmologi siden han bestod fra Vienna University of Technology i Østrig. Han accepterede for nylig en fakultetsstilling på University of Bielefeld i Tyskland. Hans vigtigste interesse er universets hovedindhold og dets tidlige øjeblikke.

Fra Is the Universe out of Tune?, Scientific American august 2005, ss. 36-43.

4. november, 2005.

Indhold
Index