Hvis universets ekspansionshastighed faktisk falder, som disse simple modeller der anvender tyngdekraften forudsiger, så må universet have ekspanderet hurtigere da det var ungt, end det gør nu. Objekter der er meget langt væk, bør have større hastigheder end Hubbles lov udledte på baggrund af lokale galakser. Dette er det samme som at sige, at tegningerne i figur 21.1, alle skulle være lige linjer (hvis ikke tyngdekraften var til stede, ville Hubble-ekspansionen [se kapitel 18] ikke ændre sig, og graferne ville i stedet være lige linjer).
I løbet af 1990’erne, begyndte nogle grupper af astronomer, at bruge Hubble Space Telescope, teleskoper i Chile, og det kæmpemæssige teleskoper ved Keck observatoriet i Hawaii, til at teste denne forudsigelse. De målte lysstyrkerne af type Ia supernovaer i meget fjerne galakser, og sammenlignede disse supernovaers lysstyrke, med deres forventede lysstyrke baseret på rødforskydning og afstanden til disse galakser (husk fra kapitel 18 og 19, at type Ia supernovaer har en meget høj maxlysstyrke, der kan kalibreres og bruges som standardlys, til måling af afstande til galakser). Resultaterne af disse undersøgelser, sendte en bølge af begejstring igennem det astronomiske samfund. Observationsdataene for type Ia supernovaer på forskellige afstande er afbildet i figur 21.2. I stedet for at vise, at universets ekspansion er blevet bremset over tid, viste dataene at det er accelererende. For at dette kan være sandt, skal en kraft skubbe hele universet udad i opposition til tyngdekraften. I 2011, blev Nobelprisen i fysik tildelt Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt og Adam G. Riess for deres observationer af type Ia supernovaer og opdagelsen af det accelererende univers. Resultater opnået tidligt i dent 21. århundrede af WMAP eksperimentet (se kapitel 18), gav en uafhængig bekræftelse af denne øgede ekspansionshastighed for universet.
Ideen om en frastødende kraft modsat den tiltrækkende tyngdekraft er ikke ny. I begyndelsen af det 20. århundrede, brugte Einstein sine nyligt formulerede ligninger for den generelle relativitet, til at beregne rummets struktur i universet. Ligningerne viste tydeligt, at ethvert univers der indeholder masse, ikke kunne være statisk, mere end en bold kan hænge ubevægelig i luften. Han fandt det samme resultat som figur 21.2 illustrerer – nemlig at tyngdekraften altid gør, at universet bevæger sig mod langsommere og langsommere ekspansion, eller endda sammenbrud. Imidlertid kom Einsteins formulering af rum-tiden mere end et årti før Hubble opdagede universets ekspansion (se kapitel 19), og den konventionelle visdom på det tidspunkt var, at universet faktisk var statisk – det hverken ekspanderer eller falder sammen.
For at tvinge sin nye generelle relativitetsteori til at tillade et statisk univers, indsatte Einstein et ”kosmologisk led” kaldet den kosmologiske konstant i sine ligninger. Einsteins kosmologiske konstant, virker som en frastødende kraft, modsat tyngdekraften og tillader galakser at forblive stationære, på trods af deres gensidige tyngdetiltrækning.
Da Hubble annoncerede sin opdagelse af, at universet ekspanderer, realiserede Einstein hans fejltagelse. De ikke-modificerede ligninger for den generelle relativitet kræver, at universets struktur er dynamisk. I stedet for at opfinde den kosmologiske konstant, kunne Einstein have forudset, at universet enten udvider sig, eller trækker sig sammen med tiden. Hvilket kup det ville have været for at nye teori, vellykket at kunne forudsige et så fantastisk og tidligere ukendt resultat. Han kaldte indførelsen af hans kosmologiske led, den kosmologiske konstant, for han største fejltagelse i hans videnskabelige karriere. Med resultaterne fra lysstyrkemålingerne af type Ia supernovaer, viste Einsteins kosmologiske konstant sig at være kritisk for forståelsen af universets ekspansion. Den frastødende kraft, der repræsenteres af den kosmologiske konstant i Einsteins ligninger, er netop det, der er nødvendigt for at beskrive et univers der ekspandere med en stadig større hastighed. I dag skrives denne konstant som ΩΛ.
Hvordan påvirker muligheden for en værdi forskelige fra 0 af ΩΛ universets mulige skæbne? Hvis ΩΛ ikke er nul, styres universets skæbne ikke udelukkende af Ωmasse, men påvirkes snarere af både ΩΛ og Ωmasse. Hvis noget effektivt skubber udad i universet og øger dets ekspansion, vil tyngdekraften have sværere ved at vende ekspansionen. I så fald, vil den masse der er nødvendig for at standse universets ekspansion, værre større end den kritiske densitet vi allerede har set på. Figur 21.3 viser, tegning af skaleringsfaktoren RU mod tiden, som ligner den i figur 21.2, men nu indgår virkningen af en kosmologisk konstant forskellig fra 0. Hvis Ωmasse er meget stor, vil tyngdekraften stoppe ekspansionen, og universet vil kollapse tilbage i sig selv, uanset om ΩΛ er 0. I modsætning hertil, hvis Ωmasse er mindre end 1, og derfor ikke stor nok til at standse ekspansionen, vil universet udvide sig for evigt, og om universets ekspansion vil accelerere eller decelerere, afhænger af om ΩΛ er 0.
Da universet var ungt og kompakt, var tyngdekraften stærk nok til at dominere over effekten af den kosmologiske konstant. Efterhånden som universet ekspanderede, blev tyngdekraften svagere og svagere, fordi massen blev mere og mere spredt. I modsætning til tyngdekraften, er effekten af den kosmologiske konstant imidlertid blevet større. Med mindre tyngdekraften er i stand til at vende ekspansionen, vil den kosmologiske konstant vinde i sidste ende, hvilket får ekspansionen til at accelerere for evigt. Selv for et univers med Ωmasse større end 1, så det ville have kollapset tilbage i sig selv på grund af tyngdekraften, kunne en stor nok kosmologisk konstant gøre, at det samme univers ville ekspandere for evigt (den stiplede blå linje i figur 21.3). En af de første forskere til at arbejde med den kosmologiske konstant, var Willem de Sitter (1872-1934). Han fremstillede en tidlig tegneserie (figur 21.4) som viste, at det er den kosmologiske konstant, der driver universets ekspansion.
Da Einstein tilføjede den kosmologiske konstant til dine ligninger for generel relativitet, introducerede han hvad der betragtes som en ny fundamental konstant, der på mange måder ligner Newtons universelle gravitationskonstant G. Fysikere kalder ”tomt rum” for vakuummet, og det har nogle forskellige fysiske egenskaber. For eksempel kan vakuummet have energi, selv i det totale fravær af materiale. Kaldet mørk energi, danner denne energi nøjagtig den damme form for frastødende kraft, som Einsteins kosmologiske konstant gør. For astronomer, betyder udtrykkene mørk energi og kosmologisk konstant, det samme.
Hvilken skæbne venter egentlig universet? Figur 21.5 viser de mulige tilladte værdier af Ωmasse og ΩΛ på baggrund af nuværende observationer. Hver farvet område, repræsenterer dataene fra et forskelligt eksperiment. Fordi værdierne af Ωmasse og ΩΛ udelukkes på baggrund af disse eksperimenter, skal de tilladte værdier ligge inde for det område på grafen, hvor alle disse områder overlapper hinanden. Dataene fra type Ia supernovaerne, fra WMAP og fra grupper af galakser (der vil blive omtalt yderligere i kapitel 22), er alle i overensstemmelse med værdier for Ωmasse og ΩΛ på henholdsvis cirka 0,3 og 0,7. Således fremgår det, at universets ekspansion accelererer under den dominerende effekt fra mørk energi, og har gjort det i 5-6 milliarder år.
Før vi afslutter denne gennemgang, er der en mere spekulativ ide som vi skal se på: Hvad hvis den kosmologiske konstant ikke er konstant over tid? Einstein introducerede den kosmologiske konstant, som en ægte konstant. Men da forskerne endnu ikke forstår mørk energi, er det muligt at den ikke er en naturkonstant, og stedet enten kan stige eller falde med tiden.
En skiftende kosmologisk konstant, vil betydeligt ændre universets fremtid, som det er illustreret i figur 21.6, Hvis for eksempel mørk energi faldet hurtigt nok med tiden, vil den accelererende ekspansion af universet som observeres nu, ændres til en deceleration, da massen igen kommer til at dominere over mørk energi. Faktisk, hvis universet var meget tættere end de målte værdier indikerer, kunne ekspansionen vendes, og universet ville falde sammen i hvad astronomerne kalder Big Crunch. I modsætning hertil, ville universet hvis effekten af mørk energi skulle stige med tiden, accelerere sin ekspansion, med en stadig stigende hastighed. I sidste ende, kunne ekspansionen være så hurtig, at skaleringsfaktoren ville blive uendelig inden for en begrænset tid – et fænomen kaldet Big Rip. I Big Rip ville den mørke energis frastødende kraft blive så stor, at hele universet ville gå fra hinanden. Først ville tyngdekraften ikke længere holde grupper af galakser sammen; så ville tyngdekraften ikke længere være i stand til at holde individuelle galakser sammen; og så videre. Lige før enden, ville Solsystemet falde fra hinanden, og selv atomerne ville blive revet i stykker til deres bestanddele. Men du skal ikke bekymre dig så meget om Big Crunch eller Big Rip; de bedste observationsdata synes at være i overensstemmelse med en konstant mørk energi.
Universets alder
Værdierne af Ωmasse og ΩΛ påvirker ikke kun forudsigelser for universets fremtid; de påvirker også hvordan astronomerne fortolker fortiden. Figur 21.7 visen aftegninger af universets skaleringsfaktor mod tiden. Målinger af Hubblekonstanten (H0) angiver hvor hurtigt universet ekspanderer i dag. Det betyder, at kurvernes hældning er vist i figur 21.7, som de er på nuværende tidspunkt. Hvis universets ekspansion ikke havde ændret sig med tiden, ville aftegningen af RU mod tiden være den røde linje i figur 21.7. Universets alder er i dette tilfælde, lig med Hubbletiden: 1/H0. Hvis universets ekspansion bliver langsommere med tiden (den grønne linje i figur 21.7), så er universet faktisk yngre end Hubbletiden (kurven skærer RU = 0, på et tidspunkt der ligger før 1/H0). Hvis universets ekspansion bliver hurtigere med tiden, er universets alder større end Hubbletiden.
En Hubblekonstant på H0 = 70 km/s/Mpc, svarer til en Hubbletid (1/H0) på cirka 13,7 milliarder år (se Matematiske Værktøjer 18.3). Hvis universets ekspansion går langsommere med tiden, er universet faktisk yngre end 13,7 milliarder år. At have et yngre universt er et problem, hvis de målte aldre på kuglehobe – 13 milliarder år – er korrekte (kuglehobe kan tydeligvis ikke være ældre en universet, der indeholder dem). Men hvis ekspansionen er accelereret med tiden, som antydet af observationerne af type Ia supernovaer og WMAP, er universet omkring 13,7 milliarder år gammelt – komfortabelt ældre end kuglehobene. Virkningerne fra tyngdekraften og mærk energi, udligner næsten hinanden på nuværende tidspunkt.
Universet har en form
Vi har allerede kigget på sådanne egenskaber i universet som densitet, mørk energi og alder. Universet har også en anden vigtig egenskab: dets form i rum-tiden. Husk begrebet rum-tid, som vi beskrev under den generelle relativitet (se kapitel 17). Rummet er et ”gummilagen”, der strækkes udad fra Big Bang. I kapitel 17 så vi, at gummilagenet også er forvrænget på grund af massens tilstedeværelse. Du så, hvordan formen af rummet omkring et massivt objekt, kan ses på grund af ændringerne i de geometriske forhold, som for eksempel forholdet mellem omkredsen af en cirkel og dens radius. Husk at en stjernes, planets, eller et sort huls masse, forårsager en forvrængning i rummets form; På samme måde forvrænger den samlede masse i universet – herunder galakser, mørkt stof og mørk energi – formen af universet som helhed.
Tre grundlæggende former er mulige for universet. Hvilken form der faktisk beskriver universet, bestemmes af den samlede mængde masse og energi – med andre ord, summen af Ωmasse og ΩΛ. Hvis vi fortsætter med analogien med gummilagenet, så er den første mulighed at Ωmasse + ΩΛ = 1, og så er universet et fladt univers. Et fladt univers, beskrives generelt af reglerne for den grundlæggende euklidiske geometri. Som vist i figur 21.8a, har cirkler i et fladt univers en omkreds på 2π gange dens radius (2π∙r), og en trekants sum af dens vikler er 180º. Et fladt univers strækker sig for evigt.
Den anden mulighed, er at universet er formet noget som overfladen på en saddel (se figur 21.8b). Denne type univers, hvor Ωmasse + ΩΛ < 1, er også uendeligt og kaldes et åbent univers. I et åbent univers, er omkredsen af en cirkel større end 2π∙r, og summen af en trekants vinkler, er mindre end 180º.
Den tredje mulighed, hvor Ωmasse + ΩΛ > 1, er et univers formet som overfladen af en kugle (se figur 21.8c). De geometriske forhold på en kugle, ligner dem i nærheden af et massivt objekt, omtalt i kapitel 17. Omkredsen af en cirkel på en kugle, er mindre end 2π∙r, og en summen af en trekants vinkler, er mere end 180º. Denne mulighed, kaldet et lukket univers, fordi rummet er begrænset.
Målingerne til direkte at vurdere, hvilken af disse former der beskriver universet, er vanskelige. Alligevel, som det ses i figur 21.5, er Ωmasse + ΩΛ tæt på 1 (0,3+0,7), hvilket betyder at universet et næsten fladt.
