kompleks struktur, som vi ser i dag, opstod fra en mindre, varmere, tættere og mere ensartet tilstand i fortiden. Der må være en ny form for energi, der driver den nuværende fase af accelereret ekspansion, ud over det kendte stof og den kendte stråling. C. Faucher-Giguère, A. Lidz og L. Hernquist, Science 319, 5859 (47)
Materie og energi fortæller rumtiden, hvordan den skal krumme sig; den krumme rumtid fortæller stof og energi, hvordan de skal bevæge sig. Det er hovedreglen i den generelle relativitetsteori, og den gælder for alt i universet, herunder hele universet selv. I slutningen af 1990’erne havde vi indsamlet nok data fra fjerntliggende galakser i universet til at konkludere, at de ikke bare bevægede sig væk fra os, men at deres tilbagetrækning blev fremskyndet. Rummets struktur udvidede sig ikke bare, men ekspansionen accelererede.
afstand (x-aksen) er i overensstemmelse med et univers, der udvidede sig hurtigere i fortiden, men som stadig udvider sig i dag. Dette er en moderne version af Hubbles oprindelige arbejde, der strækker sig tusindvis af gange længere end det. Bemærk, at punkterne ikke danner en lige linje, hvilket viser, at ekspansionshastigheden ændrer sig over tid. Ned Wright, baseret på de seneste data fra Betoule et al. (2014)
Den eneste forklaring var, at der måtte være mere i universet, hvad angår stof og energi, end det, vi tidligere havde konkluderet. I et ekspanderende univers – som det, vi lever i – er det ikke blot krumningen, der er bestemt af stof-og-energi, men hvordan ekspansionshastigheden ændrer sig over tid. De komponenter i universet, som vi kendte til før for 20 år siden, var normalt stof, mørkt stof, neutrinos og stråling. Universet kan sagtens udvide sig med disse, men fjerne galakser skulle kun bremse op.
Observationen af acceleration betød, at der var noget andet der, og at det ikke bare var til stede; det var dominerende.
og Solen i vores solsystem, skal tages i betragtning ved alle observationer, som et rumfartøj eller et andet observatorium vil foretage. Der kan ikke ses bort fra den generelle relativitetsteori’s virkninger, selv ikke de subtile. NASA/JPL-Caltech, til Cassini-missionen
Fysisk set er det, der sker i den generelle relativitetsteori, at selve rumvævet krummer sig positivt eller negativt som reaktion på det stof, der klumper og samler sig i det. En planet som Jorden eller en stjerne som vores sol vil få rummets stof til at krumme sig, mens et tættere og mere massivt objekt vil få rummet til at krumme sig mere kraftigt. Hvis alt, hvad du har i dit univers, er nogle få klumper af stof, vil denne beskrivelse være nok.
Hvis der derimod er mange masser i universet, der er fordelt nogenlunde jævnt over hele universet, vil hele rumtiden føle en global gravitationel virkning. Hvis universet ikke var ekspanderende, ville gravitationen få alting til at kollapse ned til et enkelt punkt. Den kendsgerning, at universet ikke har gjort det, giver os mulighed for straks at konkludere, at noget har forhindret dette kollaps. Enten er der noget, der modvirker tyngdekraften, eller også udvider universet sig.
understøtter billedet af det ekspanderende univers og Big Bang. Det lille antal inputparametre og det store antal observationssucceser og forudsigelser, der efterfølgende er blevet verificeret, er blandt kendetegnene for en vellykket videnskabelig teori. Friedmann-ligningen beskriver det hele. NASA / GSFC
Det er her, hele ideen om Big Bang først kom fra. Hvis vi ser stof i nogenlunde lige store mængder overalt, i alle retninger og på afstande tæt på, mellemliggende og langt væk, ved vi, at der må være en utrolig stor gravitationskraft, der forsøger at trække dem alle sammen sammen igen. Da universet ikke er faldet sammen igen endnu (og ikke er i færd med at falde sammen igen), er der kun to muligheder: Tyngdekraften er forkert, eller universet udvider sig.
Da den generelle relativitetsteori har bestået alle de tests, vi har kastet den i vejen, er det svært at hævde, at den er forkert. Især fordi man med et univers fuld af stof og stråling kun behøver en indledende ekspansion for at have et univers, der i dag:
- udvides,
- afkøles,
- bliver mindre tæt,
- fuldt af rødforskudt lys,
- og havde en varm, tæt fortid.
Et univers, der blev født varmt, tæt og ekspanderende, men som var fyldt med stof og energi, ville se meget lig vores univers i dag.
illustrationer) svarer alle til et univers, hvor stof og energi kæmper mod den oprindelige ekspansionshastighed. I vores observerede univers er en kosmisk acceleration forårsaget af en eller anden form for mørk energi, som hidtil er uforklaret. Alle disse universer er styret af Friedmann-ligningerne. E. Siegel / Beyond the Galaxy
Den ekspansion starter hurtigt, og gravitationen arbejder for at trække tingene sammen igen. Det får en til at tro, at der er tre muligheder for, hvordan universet vil udvikle sig over tid:
- Gravitation vinder: Universet udvider sig hurtigt til at begynde med, men der er nok tyngdekraft til at trække tingene sammen igen til sidst. Ekspansionen når et maksimum, stopper og vender om for at føre til en re-collaps.
- Gravitation og ekspansion står lige: Den oprindelige ekspansion og gravitation modvirker hinanden nøjagtigt. Med en proton mere i universet ville det rekollapse, men den proton er der ikke. I stedet asymptoterer ekspansionshastigheden mod nul, og fjerne galakser trækker sig blot stadig langsommere tilbage.
- Ekspansionen vinder: Den hurtige ekspansion modvirkes af tyngdekraften, men ikke i tilstrækkelig grad. Over tid fortsætter galakserne med at bevæge sig væk fra hinanden, og selv om tyngdekraften bremser ekspansionen, stopper den aldrig.
Men det, vi faktisk observerer, er en fjerde. Vi ser, at universet syntes at være på den “kritiske” bane i de første par milliarder år, og så pludselig begyndte de fjerne galakser at trække sig hurtigere tilbage fra hinanden. Teoretisk set er der en overbevisende grund til, at dette kunne være tilfældet.
Society’s hyperwall i 2017, sammen med den første Friedmann-ligning til højre. Perimeter Institute / Harley Thronson
Der er en meget enkel (vel at mærke for relativitetsteori) ligning, der styrer, hvordan universet udvider sig: den første Friedmann-ligning. Selv om den kan se kompliceret ud, har termerne i ligningen reelle betydninger, som er lette at forstå.
skrevet i dag (i moderne notation), hvor venstre side beskriver Hubble-udvidelseshastigheden og rumtidens udvikling, og hvor højre side omfatter alle de forskellige former for stof og energi samt rumlig krumning. LaTeX / public domain
På venstre side har du det, der svarer til ekspansionshastigheden (kvadreret), eller det, der i daglig tale kaldes Hubble-konstanten. (Den er ikke rigtig en konstant, da den kan ændre sig, efterhånden som universet udvider sig eller trækker sig sammen over tid). Den fortæller dig, hvordan universets struktur udvider sig eller trækker sig sammen som en funktion af tiden.
På højre side er bogstaveligt talt alt andet. Der er alt det stof, den stråling og alle andre former for energi, som universet består af. Der er den krumning, der er indbygget i selve rummet, afhængig af, om universet er lukket (positivt krumt), åbent (negativt krumt) eller fladt (ikke-krumt). Og der er også “Λ”-udtrykket: en kosmologisk konstant, som enten kan være en form for energi eller en iboende egenskab ved rummet.
kosmologisk konstant (nederst) alle udvikler sig med tiden i et ekspanderende univers E. Siegel / Beyond The Galaxy
Disse to sider skal være lige store. Vi troede, at universets udvidelse ville blive langsommere, fordi energitætheden (på den højre side) falder, når universet udvider sig, og derfor må rummets ekspansionshastighed falde. Men hvis man har en kosmologisk konstant eller en anden form for mørk energi, falder energitætheden måske slet ikke. Den kan forblive konstant eller endda stige, og det betyder, at ekspansionshastigheden også vil forblive konstant eller stige.
Hvert fald vil det betyde, at en fjern galakse ser ud til at blive hurtigere, når den bevæger sig væk fra os. Mørk energi får ikke universet til at accelerere på grund af et pres udadtil eller en antigravitationskraft; den får universet til at accelerere på grund af den måde, hvorpå dets energitæthed ændrer sig (eller, mere præcist, ikke ændrer sig), efterhånden som universet fortsætter med at udvide sig.
vores faktiske, accelererende skæbne vist til højre. Når der er gået tilstrækkelig lang tid, vil accelerationen efterlade enhver bundet galaktisk eller supergalaktisk struktur fuldstændig isoleret i universet, efterhånden som alle de andre strukturer accelererer uigenkaldeligt væk. NASA & ESA
Når universet udvider sig, bliver der skabt mere plads. Da mørk energi er en form for energi, der er indbygget i rummet, så falder energitætheden ikke, når vi skaber mere plads, når vi skaber mere plads. Dette er fundamentalt forskelligt fra normalt stof, mørkt stof, neutrinoer, stråling og alt andet, som vi kender til. Og derfor påvirker det ekspansionshastigheden på en anden måde end alle disse andre typer stof og energi.
udvikler/udvider sig i lige store tidsintervaller, hvis dit univers er domineret af stof, stråling eller den energi, der er indbygget i selve rummet, idet sidstnævnte svarer til vores mørk energi-dominerede univers. E. Siegel
Sammenfattende kan en ny form for energi påvirke universets ekspansionshastighed på en ny måde. Det hele afhænger af, hvordan energitætheden ændrer sig over tid. Mens stof og stråling bliver mindre tætte, når universet udvider sig, er rummet stadig rum og har stadig den samme energitæthed overalt. Det eneste, der er ændret, er vores automatiske antagelse, som vi har lavet: at energien burde være nul. Nå, men det accelererende univers fortæller os, at den ikke er nul. Den store udfordring, som astrofysikerne står over for nu, er at finde ud af, hvorfor den har den værdi, som den har. På den front er mørk energi stadig det største mysterium i universet.
Følg mig på Twitter. Se mit websted eller nogle af mine andre værker her.