print logo

Hvordan finner man mørk energi?

Nobelprisen i fysikk for 2011 deles mellom astrofysikerne Saul Perlmutter, Brian Schmidt og Adam Riess.

Nobelprisvinnerne i fysikk 2011. Fra venstre: Saul Perlmutter (foto: Roy Kaltschmidt. Courtesy: Lawrence Berkeley National), Brian P. Schmidt (foto: Belinda Pratten, Australian National University) og Adam G. Riess (foto: Homewood Photography).

Som ledere av to uavhengige forskergrupper, Perlmutter for Supernova Cosmology Project, Schmidt og Riess for High-z Supernova Search Team, kunngjorde de i 1998 at de hadde påvist at universet utvider seg raskere i dag enn tidligere. Tenk deg at du kaster deg utfor et stupebrett, men i stedet for å falle mot vannet oppdager du at du fyker til himmels, så har du en anelse om hvor overraskende dette var.

Men hva vil det si at universet utvider seg, hvordan kan vi måle det, og hvorfor er det rart at utvidelsen akselererer? For å svare på disse spørsmålene, må jeg si litt om hvordan vi bestemmer avstander til fjerne himmelobjekter, og noe om tyngdekraft.

Lyspæremetoden

Lys stråles ut fra lyspæren S. Energien spres over et stadig større areal ettersom lyset beveger seg bort fra lyspæren. Antallet lysstråler bestemmes av effekten av pæren og er konstant med avstand fra kilden. Bilde: Wikipedia.

Du har sikkert lagt merke til at en lyset fra en lyspære er mindre intenst jo lenger unna den du står. Effekten av pæren, som angis i watt og forteller hvor mye energi pæren stråler ut hvert sekund, brer seg jevnt utover i rommet. Energien vil spres over et stadig større areal etter som lyset beveger seg mot oss, og når det når fram vil det være fordelt over en kuleflate med radius lik avstanden mellom oss og pæren. Måler vi hvor mye energi vi mottar per kvadratmeter der vi står, kan vi regne ut hvor langt unna pæra er dersom vi vet effekten dens, for eksempel 60 watt. 

Det samme prinsippet kan vi bruke for å bestemme avstander i kosmos. Med instrumenter montert på kraftige teleskop er det overkommelig å måle hvor mye energi per areal vi mottar fra et himmellegeme vi ønsker å finne avstanden til. Problemet er imidlertid at astronomiske objekter ikke er som lyspærer. De bærer ikke noe stempel som forteller hvor mange watt de stråler ut. Universet kan til tider vise en sjokkerende mangel på standardisering og kvalitetskontrollsystemer. Det er imidlertid noen typer objekter vi kjenner lysstyrken til, og som vi derfor kan bruke til å måle avstander. Astronomer kaller slike objekter for standardlyskilder. 

Cepheidestjerner Eksempel på identifisering av Cepheidestjerner (i midten av de hvite kryssene) i spiralgalaksen NGC 300. Bilde: ESO.

Et viktig eksempel på standardlyskilder er de såkalte cepheidene. En cepheide er en stjerne med variabel lysstyrke, og ved å studere et stort antall av dem viste Henrietta Leavitt i 1912 at det er en nær sammenheng mellom perioden til variasjonene og den maksimale effekten til slike stjerner. Ved å følge en slik stjerne over et tidsrom og måle perioden til variasjonen, kan man regne ut effekten, og dermed kan den brukes til å bestemme avstander. 

Hubbles oppdagelser

På begynnelsen av 1900-tallet mente de fleste astronomer at universet var det samme som Melkeveien, vår galakse.  Man diskuterte om noen uklare himmelobjekter, såkalte tåker, muligens kunne være lignende systemer som Melkeveien, og at de var utydelige fordi de befant seg langt unna, men de fleste mente at de hørte til i vår galakse. 

Fra tåke til galakse

Edwin HubbleAstronomen Edwin Hubble. Bilde: Wikipedia.

I 1924 var den amerikanske astronomen Edwin Hubble heldig. Han oppdaget noen cepheider i tåken som befinner seg i stjernebildet Andromeda, og brukte dem til å regne ut avstanden. De ga litt forskjellig resultater, men alle indikerte at Andromedatåken befant seg noen millioner lysår unna. Melkeveiens utstrekning visste man ikke kunne være mye mer enn hundre tusen lysår, så dermed var det klart at Andromedatåken ikke er en del av vår galakse. Hubble hadde vist for første gang at universet besto av mer enn Melkeveien. 

I årene som fulgte bestemte Hubble avstanden til flere av disse tåkene, som man nå skjønte var andre galakser. Men i tillegg til å måle hvor langt unna de er, målte han også om de beveger seg mot oss eller vekk fra oss, og hvor fort de gjør det. Hvordan klarte han det?

Universet utvider seg

Faktisk er det langt enklere å måle farten til en galakse enn å finne ut hvor langt unna den er. Galakser sender ut lys med mange ulike bølgelengder. Når lyset samles opp og analyseres, kan man finne igjen mønstre som svarer til lys fra grunnstoffer, for eksempel hydrogen. Hvert grunnstoff sender ut sitt helt bestemte mønster som fysikere og kjemikere har kartlagt. 

Eksempel på rødforskyvningAbsorbsjonslinjer (mørke striper) i et optisk spektrum. Pilene indikerer rødforskyvning. Bilde: Wikipedia.

Lys kan ofte betraktes som bølger, og har mange av de samme egenskapene som bølger på vann, lydbølger og andre bølgetyper. Du har kanskje opplevd å stå på et fortau og være vitne til at en sykebil passerer med ulende sirener. Da har du muligens også lagt merke til at tonen ble mørkere i det sykebilen passerte og gikk over fra å nærme seg deg til å bevege seg vekk. Du har i så fall opplevd den såkalte Dopplereffekten. Det som skjer er at lydbølgene blir komprimert og får kortere bølgelengde når sykebilen beveger seg mot deg, mens de blir strukket og får lengre bølgelengde når den beveger seg vekk. Jo raskere sykebilen beveger seg, desto mer blir bølgelengden komprimert eller strukket. 

Det samme vil også gjelde lysbølgene fra fjerne galakser. Ved å sammenligne mønstrene i lyset fra galaksene med lysmønstrene fra grunnstoffer målt i laboratoriet, kjente Hubble igjen grunnstoff som hydrogen, men han fant at mønstrene i det store flertallet av galaksene var forskjøvet mot lengre bølgelengder. Siden rødt lys er relativt langbølget, kalles denne effekten for rødforskyvning. Han fant også at lyset var mer rødforskjøvet jo lenger unna galaksene var. Ut i fra betraktningene i forrige avsnitt, viser dette at galakser som er langt unna beveger seg raskere vekk fra oss en de som er (relativt) nære. Mer presist fant Hubble ut at farten er proporsjonal med avstanden: Dobler du avstanden, dobler du farten. 

Rosinboller og universet

Betyr Hubbles oppdagelse at vi befinner oss i ro i midten av universet mens alle de andre galaksene fyker vekk fra oss? Absolutt ikke. Det finnes ingen grunn til å tro at Melkeveien oppfører seg annerledes enn andre galakser. Kosmologer har kombinert Hubbles resultat med Einsteins generelle relativitetsteori og funnet at en modell der alle galaksene suser vekk fra hverandre best beskriver observasjonene. Vi kan forestille oss universet som en bolledeig med rosiner som står til heving. Rosinene representerer galakser, mens deigen svarer til rommet mellom dem. Mens deigen hever, vil avstanden mellom rosinene øke. Uansett hvilken rosin du ser situasjonen fra, vil du se at de andre rosinene beveger seg vekk fra deg. Legg også merke til at rosinene ikke beveger seg i forhold til deigen, men hele tiden ligger fast på den plassen de ble lagt inn. Avstanden mellom dem øker fordi deigen strekkes under heving. Slik mener kosmologer det er med galaksene også: avstanden mellom dem øker fordi rommet mellom dem eser ut.  Det er dette vi kaller universets ekspansjon. 

Big Bang-modellen

Spoler vi universets utvidelse bakover i tid, innser vi at i en fjern fortid var galaksene nærmere hverandre enn de er nå. Modellen forutsier at ved et bestemt tidspunkt må alle galaksene ha vært samlet i ett punkt. Siden universet utvider seg fordi rommet ekspanderer, må faktisk hele univeret ha vært samlet i ett punkt. Dette er et alt for enkelt bilde av universets historie til å kunne være korrekt, men ved å trekke inn innsikter fra kjerne- og partikkelfysikk har kosmologer klart å lage en forholdsvis nøyaktig oversikt over universets historie. I dette bildet startet den delen av universet vi ser rundt oss i dag utviklingen sin for omtrent 14 milliarder år siden som en varm suppe av elementærpartikler samlet på et svært lite område. Under utvidelsen ble suppa kjølt ned, og vi fikk dannet stadig større strukturer: atomer, gasskyer, stjerner og galakser. Dette forsøket på å rekonstruere universets historie er bedre kjent som Big Bang-modellen.

Legg merke til at modellen ikke sier noe om hvordan universet begynte å utvide seg. Kosmologer har ideer om hvordan dette skjedde, men ingen sikre svar ennå. Men på samme måte som evolusjonsteorien gir en god beskrivelse av livets historie på Jorden, selv om vi ennå ikke vet hvordan det første livet oppsto, gir Big Bang-modellen oss en beskrivelse og forståelse av universets historie som har bestått en rekke empiriske tester, selv om vi ikke vet hva som skjedde helt i begynnelsen. 

Illustrasjon av Big Bang-modellenEndring av universets utvidelseshastighet med tiden. Illustrasjon: NASA/STSci/Ann Feild

Universets skjebne

Big Bang-modellen beskriver blant annet hvordan utvidelseshastigheten vil endre seg med tiden, fordi endringene er bestemt av tyngdekraften, beskrevet av Einsteins generelle relativitetsteori. Siden tyngdekraft har med masse å gjøre, er det naturlig å tenke seg at det er massen til universet som er avgjørende. Mer presist viser det seg at det er tettheten av masse som er det viktige. Siden tyngdekraften er tiltrekkende, vil utvidelseshastigheten avta. Er massetettheten høyere enn en viss kritisk verdi, vil utvidelsen stoppe opp en gang i fremtiden, og universet vil begynne å trekke seg sammen. Kollapsen vil være katastrofal, og alt vi ser rundt oss vil til slutt kræsje sammen i et såkalt Big Crunch. Er massetettheten lavere enn den kritiske verdien, vil nedbremsingen aldri klare å stoppe utvidelsen helt. Universet vil fortsette å utvide seg og bli stadig kaldere og tommere. 

Supernovaer og universets skjebne

For å vite universet skjebne, ser vi at vi må vite massetettheten. Men hva mener vi egentlig med massetetthet i denne sammenhengen? Vi kan grave ut en bit av bakken vi står på og bestemme tettheten til denne prøven. Gir det oss svaret vi er ute etter? Dessverre er det ikke så enkelt. Det vi trenger å finne ut er den midlere tettheten i et område som er stort nok til å være representativt for hele universet. Jorda er en veldig lokal konsentrasjon av masse, og et blikk opp på stjernehimmelen skulle være nok til å fastslå at den ikke er typisk for universet. I praksis viser det seg at vi må måle tettheten i områder som strekker seg over noen hundre millioner lysår. Da sier det seg selv at metodene må bli indirekte. 

Hubble revisited

Kosmologer mener imidlertid at slike problemer er til for å løses, og de har utviklet flere teknikker for å måle universets tetthet. En av dem gjør bruk av sammenhengen mellom tettheten og hvordan utvidelseshastigheten endrer seg med tiden: Ved å måle hvor raskt universet utvidet seg i fortiden og sammenligne med dagens situasjon, kan vi finne ut hvor høy massetettheten må være for å gi den observerte graden av nedbremsing. Vi kan måle utvidelseshastigheten i tidligere epoker ved å gjenta Hubbles målinger med galakser som ligger mye lenger unna enn de han så på, siden vi ser lenger tilbake i tid desto lenger ut i universet vi observerer. Dersom vi kan bestemme avstand og rødforskyvning for galakser som ligger milliarder av lysår unna, kan vi dermed finne universets utvidelseshastighet for milliarder av år siden. 

Det var denne metoden årets Nobelprisvinnere bestemte seg for å bruke. Prinsippet bak metoden var velkjent, men problemet var å sette den ut i livet. Å bestemme rødforskyvning for fjerne galakser er riktignok en overkommelig oppgave, men å finne avstandene til dem er en skikkelig nøtt. Hubble brukte cepheidestjerner, men de er ikke lyssterke nok til at de kan sees i galakser som befinner seg mange milliarder lysår unna oss.  Finnes det en standardlyskilde som er kraftig nok?

Supernovaeksplosjoner

Det gjør det, heldigvis: en supernova av type Ia. En supernova er den mest brutale måten en stjerne kan ende sitt liv på. De kommer i flere varianter, og den typen vi er interessert i involverer et system som består av to stjerner, der den ene av dem er en hvit dverg.

En hvit dverg er sluttstadiet for en stjerne som ikke er mye tyngre enn vår egen sol. Den har for lengst sluttet å produsere energi ved kjernefusjon, trukket seg sammen og mistet en del av massen i prosessen. En hvit dverg er typisk på størrelse med Jorden, men den kan veie like mye som Solen. Den er med andre ord svært kompakt. Den indiske astrofysikeren Subrahmanyan Chandrasekhar viste at det er en grense for hvor massiv en hvit dverg kan være: veier den mer enn omtrent halvannen ganger så mye som Solen, vil den begynne å kollapse under sitt eget tyngdefelt, og kollapsen vil antenne kjernereaksjoner som vil resultere i en voldsom eksplosjon. Hvis en hvit dverg befinner seg i et dobbeltsystem, kan det oppstå en situasjon der dvergen suger til seg masse fra kompanjongstjernen. Dette kan igjen føre til at den hvite dvergen kommer over Chandrasekhargrensen og eksploderer. Det er dette som er en supernova av type Ia. 

Utvikling som fører til en eksplosjon av typen supernova Ia. Kilde: Wikipedia.

Lysstyrken til en slik eksplosjon avhenger av hvor energetisk eksplosjonen er, og dette er i høy grad bestemt av hvor massiv den hvite dvergen var da den begynte å kollapse. Siden denne massen er gitt av Chandrasekhargrensen og derfor er den samme for alle hvite dverger, har vi grunn til å tro at alle supernovaer av type Ia vil ha omtrent samme lysstyrke. De kan derfor brukes som standardlyskilder, og de er kraftige nok til at vi kan se dem selv om de befinner seg mange milliarder lysår unna oss.

Beskrivelsen over er dessverre noe idealisert, for lysstyrken kan variere noe fra supernova til supernova. Dette skyldes flere forhold, blant annet at hvite dverger kan ha noe forskjellig kjemisk sammensetning, og Chandrasekharmassen avhenger noe av denne. Heldigvis er dette noe det går an å korrigere for, og dette er noe årets Nobelprisvinnere har jobbet med. 

Jakten på supernovaer

Galakser kommer dessverre ikke med noen merkelapp som sier ”Her vil det snart skje en supernova av type Ia”. I tillegg er de relativt sjeldne. I en typisk galakse går det av et par stykker i løpet av tusen år. Dessuten kommer de som nevnt i flere varianter, og for å avgjøre om en eksplosjon er av type Ia, må supernovaen observeres over noe tid. Det burde være klart at Perlmutter, Schmidt, Riess og deres respektive mannskap hadde gitt seg selv en krevende oppgave å løse.

Strategien de brukte var å observere et stort antall galakser med jevne mellomrom og se etter små økninger i lysstyrke som kunne tyde på at en supernova hadde eksplodert. Hver gang en supernova ble oppdaget, måtte det gjøres oppfølgingsobservasjoner for blant annet å fastslå at den var av riktig type, måle rødforskyvning, maksimal lysstyrke og en rekke andre størrelser. Å finne en nøyaktig verdi for maksimal lysstyrke krever også mye etterarbeid, da lyset på sin lange vei til oss kan passere gjennom støv som skygger for noe av lyset. Kort sagt, dette var arbeid som krevde innsikt, oppfinnsomhet og mye tålmodighet.

Resultatet som forandret kosmologien

Etter flere års innsats satt begge lagene igjen med noen titalls supernovaer de kunne bruke til å bestemme universets ekspansjonshastighet, regne ut massetettheten og vite mer om universets fremtid. Da de gjorde dette, fikk de seg en gedigen overraskelse: Stikk i strid med forventningene, viste observasjonene at universet utvider seg raskere nå enn det gjorde før. Universets utvidelseshastighet har økt med tiden! 

Science cover 1998Forsiden på magasinet Science i desember 1998. Oppdagelsen av det aksellererende universet blir kalt Breakthrough of the year. Illustrasjon: John Kascht

Da disse resultatene ble gjort kjent i 1998, utløste det en blanding av undring og skepsis. Det er mange muligheter for å gjøre feil i vanskelige observasjoner som dette, og ikke alle følte seg sikre på at de to lagene ikke hadde trådt feil noen steder. Men i årene som fulgte utvidet både Supernova Cosmology Project og High-z Supernova Search Team datamaterialet sitt, forbedret analyseteknikkene, og resultatet fra 1998 sto seg. I tillegg ble resultatene deres bekreftet av andre, uavhengige observasjoner av blant annet den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen og den statistiske fordelingen av galakser. Universets utvidelse ser virkelig ut til å akselerere, og kosmologene sto nå overfor problemet med å forklare hvordan dette er mulig. For å få akselerasjon trenger vi et hittil ukjent stoff som kan sette opp frastøtende tyngdekrefter. Det har fått navnet mørk energi

Mørk energi

Den kosmologiske konstant

Hva er mørk energi? Den enkleste forklaringen finnes i en artikkel Albert Einstein publiserte i 1917, der han anvendte sin generelle relativitetsteori på universet. Han satte opp en enkel modell for universet, og fant at ut at det enten måtte utvide seg eller trekke seg sammen. Hubbles oppdagelse lå ennå noen år fram i tid, og den gjengse oppfatning, som Einstein delte, var at universet er statisk. For å få lage en statisk universmodell, innførte Einstein et nytt ledd i ligningene sine, den såkalte kosmologiske konstanten. Dette leddet oppfører seg som en frastøtende tyngdekraft, og ved å justere verdien på den, kunne Einstein balansere de tiltrekkende tyngdekreftene fra materien med den kosmologiske konstanten. Nå vet vi at universet utvider seg, men vi kan også bruke den kosmologiske konstanten til å forklare hvorfor det utvider seg raskere enn tidligere. Dersom den er stor nok, vil den kosmologiske konstanten gi det dominerende bidraget til tyngdefeltene i universet, og være større enn kreftene som forsøker å bremse ned utvidelsen.

Siden Einstein innførte den kosmologiske konstanten, har vi lært at den kan tolkes som energien til det tomme rom, vakuum. Kvantemekanikken, lovene som styrer mikrokosmos, har lært oss at det tomme rom aldri er helt tomt, men er fylt av aktivitet: Partikler skapes og forsvinner i en evig runddans. Denne aktiviteten fører til at vakuum har en energi, og den kosmologiske konstant er bestemt av denne energien. For å forklare supernovaobservasjonene, må omtrent 75 prosent av universets totale energi komme fra vakuumenergien. Men dersom vi regner ut vakuumenergien med de beste teoriene vi har, og sammenligner med den målte energien, viser det seg at vi har et problem: Den teoretiske verdien er større enn den observerte verdien med en faktor som svarer til 10 etterfulgt av 120 nuller! Dette er mildt sagt et kjempeproblem, og det forteller oss at våre modeller for vakuum ikke er gode nok. Hadde vakuumenergien vært så stor som teorien forutsier, ville vi faktisk ikke eksistert i det hele tatt. Da ville nemlig universet ha begynt å akselerere lenge før materien hadde rukket å samle seg i stjerner og galakser, og universet ville endt opp som en tynn suppe av partikler som suste vekk fra hverandre med stadig større hastighet.

Det er mulig at nøkkelen til å forstå vakuumenergien ligger i å få til en vellykket forening av den generelle relativitetsteorien med kvantemekanikken. En slik forent teori finnes for øyeblikket ikke, og det er derfor mange som har sett seg om etter andre muligheter til å forklare den akselererte ekspansjonen. Det mystiske stoffet som står bak akselerasjonen kalles mørk energi, og vi ønsker å bruke observasjoner til å sette føringer på egenskapene til dette stoffet.

Skalarfelt eller modfisert tyngdekraft?

Forlater vi vakuumenergien som modell for mørk energi, står vi egentlig på bar bakke. Vi må finne på noe helt nytt. En av de første ideene var tanken om at universet er fylt med et såkalt skalarfelt. Fra dagliglivet kjenner vi elektriske og magnetiske felter. Slike felt sier noe om styrken til elektriske krefter på et hvert punkt i rommet til bestemte tider. Elektriske og magnetiske felter har en retning, og på fint sier vi at de er vektorfelter. Et skalarfelt er på mange måter som elektromagnetiske felter, men det mangler retning.  Temperaturen i et rom er et dagligdags eksempel på et skalarfelt: til hvert punkt i rommet kan vi tilordne et tall som er lik temperaturen i dette punktet. Dersom naturen inneholder et hittil ukjent skalarfelt som fyller hele universet, og som endrer seg svært langsomt med tiden, så viser det seg at det oppfører seg svært likt vakuumenergi. Egenskapene til feltet kan konstrueres på mange forskjellige måter, og den generelle betegnelsen på denne type modeller for mørk energi er ”kvintessens”. Kvintessens betyr ”det femte elementet” og navnet er hentet fra gresk naturfilosofi, der enkelte filosofer så for seg at det i tillegg til de fire elementene jord, luft, ild og vann fantes et femte element.

Observasjonene som tyder på at det finnes mørk energi kan imidlertid også tolkes som at det er noe feil med gravitasjonsteorien vi bruker. Målingene av supernovaer og den kosmiske bakgrunnsstrålingen tolkes innenfor modeller som har den generelle relativitetsteorien som grunnlag. Disse viser at universet utvider seg annerledes enn vi ville forvente dersom det bare inneholdt materie. I stedet for å tolke dette som tegn på at det må finnes mystisk stoff med frastøtende tyngdekraft, kan vi se på det som et tegn på at den generelle relativitetsteorien ikke har absolutt gyldighet. Kanskje vi må bruke en annen gravitasjonsteori når vi skal studere effekter som foregår på lengdeskalaer som strekker seg over flere milliarder lysår?

Veien videre i mørket

Bare flere og bedre observasjoner kan avdekke om hva mørk energi er, eller om det eventuelt er gravitasjonsteorien som må endres.  Ved et heldig sammentreff kunngjorde ESA samme dag som Nobelprisvinnerne ble annonsert at de vil satse på den foreslåtte mørk energi-satellitten Euclid, med planlagt oppskytning i år 2019. Euclid er et romteleskop som skal observere og kartlegge millioner av galakser.  Det vil gi oss en enorm mengde med data som vi kan bruke til blant annet å skille mellom en kosmologisk konstant og kvintessens.  Kosmologigruppen ved Institutt for teoretisk astrofysikk deltar i prosjektet, så norske forskere vil få muligheten til å være med på å fravriste universet en av dets største hemmeligheter. Fremtiden for mørk energi er lys!

 

Av Øystein Elgarøy
Publisert 10. okt. 2011 15:26 - Sist endret 11. okt. 2011 10:54