Kosmologi er universets undersøgelse på de allerstørste skalaer. I kapitel 18 lærte du, at universet ekspanderer, efter at være opstået fra Big Bang for 13,7 milliarder år siden; at det engang var fyldt med meget varm Planck sortlegeme stråling, der nu er afkølet til en temperatur på 2,7 kelvin; og at de lette grundstoffer i universet, blev dannet inden for de første minutter efter Big Bang. I dette kapitel, kigger vi nærmere på universets struktur, hvordan det har udviklet sig over tid, og dets endelige skæbne. Vi kigger også på fysikken hos de mindste partikler, der er nødvendig for at beskrive de allermindste stykker af universet.
Ved første øjekast, synes partikelfysik og kosmologi, at have næstet intet til fælles. Men partikelfysik er undersøgelsen af den kvantemekaniske verden, der findes i de mindste skalaer som man kan forestille sig, og kosmologi er studiet af den skiftende struktur i et univers, der strækker sig for milliarder af parsec og sandsynligvis meget længere. Men i den sidste kvarte del af det 20. århundrede, har vi set at grænsen mellem disse to felter opløses, som kosmologer og partikelfysikere indså, at universets struktur og stoffers grundlæggende natur, er relateret.
Hvad er universets skæbne? Dette er helt klart et af de centrale spørgsmål for den moderne kosmologi. Det enkleste svar, afhænger dels af mængden af masse fordelt i universet på meget store skalaer. Tyngdepåvirkningen af dette fordelte materiale, er kun en af faktorerne – den første vi ser på – som bestemmer hvordan universet udvikler sig.
For at se hvordan tyngdekraften påvirker universets ekspansion, så husk på tyngdekraftens påvirkning af projektilers bevægelse, og forklaringen omkring undvigelseshastigheder fra kapitel 3. For eksempel, er skæbnen for et projektil der affyres lige op fra Jordens overflade, afhængig af dets hastighed. Så længe hastigheden er mindre en Jordens undvigelseshastighed (11,2 km/s). vil tyngdekraften i sidste ende standse projektilets stigning, og trække det tilbage til Jordens overflade. Men hvis projektilets hastighed er større end Jordens hastighed, vil tyngdekraften tabe. I dette tilfælde, selv om projektilet bremses op, vil det aldrig stoppe, og det vil helt kunne undslippe fra Jorden.
Ligesom Jordens masse trækker tyngdemæssigt i projektilet for at bremse dets stigning, svækker massen fordelt over hele universet, tyngdemæssigt universets ekspansion. Hvis der er nok masse i universet, til tyngdekraften være stærk nok til at stoppe ekspansionen. Og i så fald, vil universet sænke dets ekspansion, stoppe og til sidst falde sammen i sig selv. Hvis der ikke er nok masse, sker ekspansionen af universet langsommere og langsommer, men vil aldrig stoppe. Universet vil ekspandere for evigt.
En planets masse og radius, bestemmer undvigelseshastigheden fra overfladen. Universets ”undvigelseshastighed” bestemmes også af dets masse og størrelse – specifikt dets gennemsnitsdensitet. Hvis universet er tættere i gennemsnit end en bestemt værdi, kaldet den kritiske densitet, vil tyngdekraften være stærk nok til i sidste ende at stoppe ekspansionen. Hvis universet er mindre tæt end den kritiske densitet, vil tyngdekraften være for svag, og universet vil ekspandere for evigt.
Jo hurtigere universet ekspanderer, desto større masse er nødvendig, for at vende denne ekspansion. Af denne grund, afhænger den kritiske densitet af værdien på flere konstanter, herunder gravitationskonstanten G og Hubbles konstant H0. Forudsat at tyngdekraften er den eneste faktor, der påvirker ekspansionen, er universets kritiske densitet mindre end seks hydrogenatomer for hver kubikmeter (se Matematiske Værktøjer 21.1). Astronomerne bruger forholdet mellem den faktiske densitet for universet og dets kritiske densitet, kaldet Ωmax. Fordi det er et forhold mellem to densiteter, har Ωmax ingen enhed.
Universets ekspansion ændres over tid. Figur 21.1 viser skaleringsfaktoren RU (se kapitel 18) mod tiden, for et univers domineret af masse og styret af tyngdekraften alene. De farvede linjer, viser forskellige mulige værdier af Ωmasse. Hvis Ωmasse er større end 1, er tyngdekraften stærk nok til at vende ekspansionen rundt. Ekspansionen vil gå langsommere og til sidst stoppe, og universet vil da falde sammen i sig selv. Omvendt, hvis Ωmasse er mindre end 1, vil universets ekspansion blive bremset af tyngdekraften, med det vil stadig ekspandere sig for evigt. Skillelinjen, hvor Ωmasse er lig med 1, svarer til et univers der ekspanderer langsommere og langsommere – og fortsætter for evigt, men aldig helt stopper ekspansionen. Et sådan univers, ekspanderer nøjagtigt til det når ”undvigelseshastigheden”.
Kig igen på de tre afbildninger af forskellige værdier for Ωmasse i figur 21.1, og du vil opdage, at de ikke er lige linjer. Krumningen af disse kurver viser, at tyngdekraften svækker ekspansionen. Når værdien af Ωmasse stiger (svarende til større densitet i universet), gør krumningen af kurven også. Når Ωmasse er større end 1, begynder skaleringsfaktoren at falde, og tyngdekraften vinder.
Indtil slutningen af det 20. århundrede, troede de fleste astronomer, at denne ligefrem anvendelse af tyngdekraften mod universet var alt, hvad der var til spørgsmålet om ekspansion og sammenbrud. Forskerne målte omhyggeligt masserne af galakser og samlinger af galakser i forventningen om, at disse dette ville afsløre densiteten og dermed universets skæbne. Målinger af objekters masse i universet er vanskelig. Det lysende stof, som ses i galakser og grupper af galakser, giver en Ωmasse værdi på cirka 0,02. Men galakser indeholder cirka 10 gange så meget mørkt stof som normalt lysende stof, så lægger man det mørke stof i galakserne til, skubbes værdien af Ωmasse op til cirka 0,2. Når massen af mørkt stof mellem galakserne er inkluderet (et emne vi vender tilbage til i næste kapitel). Kan Ωmasse stige til 0,3 eller mere. Ved denne opgørelse, er der højest en tredjedel masse i universet som den, der er nødvendig for at stoppe universets ekspansion.