22.2 – Strukturens oprindelse

Hvordan udviklede universet sig fra det oprindelige glatte strålingsfelt efter Big Bang, til den store struktur af normalt og mørkt stof, der ses i dag? Astronomerne angriber dette spørgsmål, både observatorisk og teoretisk: Observatører bruger teleskoper til at studere de fjernest objekter og KMB. Teoretikere benytter de største supercomputere, til at simulere væksten i små og store strukturer.

Teoretikere tænker på tyngdekraften, inflationen og den mørke energi, og overvejer balancen mellem stråling, normalt stof og mørkt stof i det tidlige univers. Modeller af inflation, er særligt vigtige, fordi de knytter den store struktur i nutidens univers, sammen med universets struktur umiddelbart efter Big Bang. Den tidlige struktur, inkluderede sammenklumpning dannet af kvanteeffekter. Over tid, forstærkede tyngdekraften disse klumper (nogle gange kaldet ”frø”, da strukturen voksede fra dem). Mindre strukturer (som subgalaktiske klumper og dværggalakser) blev dannet først, mens de større strukturer tog længere tid at danne. Dette begreb kaldes hierarkisk klyngedannelse, fordi strukturen dannes i et ”fra bunden og op” hierarki. Hierarkisk klyngedannelse, understøttes af observationer, og er grundlæggende for, hvordan strukturen i universet er blevet dannet.

Det er værd at bruge et øjeblik, på at reflektere over betydningen af disse før. Når universet ikke er 100 procent ensartet, men har små densitetsvariationer fra sted til sted, vil tyngdekraften efterhånden forstærke disse variationer over tid. For eksempel kan det tidlige univers på galakseområdet, have regioner der er måske 1 procent mere tætte end gennemsnittet. Over tid, vil tyngdekraften forstærke denne forskel i tæthed så den bliver større end 100 procent forskellig, og en galakse kan kollapse og blive dannet. Men frøene er essentielle, da tyngdekraften ikke kan danne en struktur i et perfekt ensartet univers, hvor der ikke er noget at forstærke. I øjeblikket er en af de få, hvis ikke den eneste levedygtige model for disse frø, at de opstod på baggrund af kvantesvingninger under inflationen af det tidlige univers. Denne model har en dybdegående betydning: frøene fører til galakser, hobe og superhobe (se største strukturer i universet), stammer fra den samme kvantefysik, der beskriver de mindste strukturer i universet (atomer, atomkerner og elementarpartikler).

Observationelle astronomer måler kosmologiens konstanter, som for eksempel Hubbles konstant (H₀), den kosmologiske konstant (Ω_Λ), og massetætheden (Ω_masse). De estimerer forskellen mellem normalt og mørkt stof; og ser efter de galakser med de største rødforskydninger. Husk, at de fjerneste galakser har højere målte værdier for rødforskydning (z), så det observerede lys blev udsendt, da universet var yngre, og dermed tættere på Big Bang (se tabel 22.1). Observationer af mange galakser med forskellig rødforskydning viser, hvordan universet har ændret sig over tid.

Imidlertid er der et hul på cirka 400 millioner år mellem KMB-kortene over universet ved en alder på 400.000 år, og de observerede galakser med den største rødforskydning. Nye teleskoper som International Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) i Chile, og det kommende James Webb Space Telescope (JWST) i rummet, kan være i stand til at observere endnu yngre galakser, tættere på den tid, hvor KMB’en blev observerbar.

Detaljerne om, hvad der skete i det meget tidlige univers, påvirkede fremvæksten af den storskalastruktur vi observerer i dag. Værdierne for Ω_Λ og Ω_masse er delvist vigtige fordi de bestemmer, hvor hurtigt universet har ekspanderet, og derfor hvor svært det er for tyngdekraften at overvinde denne ekspansion i en bestemt region. Jo hurtigere universet ekspanderer, eller jo mindre masse det indeholder, jo vanskeligere vil det være for tyngdekraften at trække materiale sammen i galakser og større strukturer.

De foreliggende observationer og målte konstanter i kosmologien, giver input til teoretiske modeller og supercomputersimuleringer af, hvordan den store struktur blev dannet. I begyndelsen af det 21. århundrede havde en ”standardmodel” for Big Bang-kosmologi, bred tilslutning til at kunne forklare universets struktur og accelererende acceleration, amt KMB og mængden af de lette grundstoffer fra Big Bang-nukleosyntesen (som vi så på i kapitel 18 og 19). Denne model hedder Lambda-CDM (lambda fra den kosmologiske konstant Ω_Λ og CDM for ”det kolde mørke stof”, kommer af det engelske ”cold dark matter”, som spillede en afgørende rolle i strukturdannelsen).

Galakser blev dannet på grund af mørkt stof

Da den kosmiske baggrundsstråling blev observeret ved hjælp af satellitter som COBE og WMAP (se kapitel 18), blev der fundet variationer i baggrundsstrålingen på en hundredtusinddele. De teoretiske modeller viser tydeligt, at sådanne små variationer på tidspunktet for rekombinationen (da universet var omkring 400.000 år gammelt), er alt for små til at forklare den struktur der observeres i universet i dag. Tyngdekraften er ikke stærk nok til at kunne samle galakser og galaksehobe fra sådanne små klumper. Disse modeller indikerer, at for at dagens galakser skulle kunne blive dannet, skal tætheden af disse klumper have være på et par tiendedele af en procent større end gennemsnitstætheden af universet på tidspunktet for rekombinationen. Men hvis normalt lysende stof i det tidlige univers, havde klumper af denne større tæthed, ville variationerne i KMB’en i dag, være 30 gange større end de er. Hvordan afstemmer astronomerne dette problem?

Der er meget mere mørkt stof end normalt lysende stof i universet, og mørkt stof er en væsentlig bestanddel i dannelsen af den observerede struktur. Mængden af normalt stof der observeres i universet, forudsiger præcis de korrekte mængder af lette grundstoffer fra Big Bang-nukleosyntesen. Derfor kan den meget større mængde mørkt stof ikke dannes af normalt stof bestående af neutroner, protoner og elektroner. Hvis det var, ville det have påvirket dannelsen af kemiske grundstoffer i det tidlige univers, og mængden af adskillige isotoper af de letteste grundstoffer, ville være forskellig fra det der findes i naturen.

Mørkt stof må være noget andet – noget der ikke har nogen elektrisk ladning (så det ikke interagerer med elektromagnetisk stråling), og som kun virker svagt med normalt stof. Klumper af sådan mørkt stof i det tidlige univers, ville ikke have interageret med stråling eller normalt stof, så astronomerne ville ikke kunne se det direkte når de observerer KMB. Det mørke stofs klumpningsegenskab, kan være stor nok til at danne galakser, uden at afstedkomme for meget variation i KMB, så længe klumpen af normalt stof er meget mindre. Dette usynlige mørke stof, løser problemerne med at lave en model over dannelsen af galakser og hobe af galakser.

Mørkt stof og normalt stof, opfører sig forskelligt i det tidlige univers. På det tidspunkt, udglattede trykbølger og stråling, der krusninger der var i fordelingen af normalt stof. Svagt interagerende mørkt stof er immun over for disse processer, så klumper af mørkt stof overlevede længe efter klumperne af det normalt stof var blevet udglattet (se figur 22.8). Desuden lyser det mørke stof i disse klumper ikke, så astronomerne kan ikke se det i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling. Skønt disse klumper af mørkt stof forårsager svage gravitationelle rødforskydninger i lyset der kommer fra normalt stof, passer de resulterende variationer godt sammen med de nuværende observationer af KMB. Analogt med, hvordan mørkt stof dominerer tyngdefeltet af nutidens galakser og –hobe, dominerede det mørke stofs masse væksten af de gravitationelle ustabiliteter i det tidlige univers.

Varmt og koldt mørkt stof

Mørkt stof i det tidlige univers, var meget stærkere end normalt stof. Inden for nogle få millioner af år efter rekombinationen, trak disse mørkt stof klumper i det omgivende normalt stof. Senere forårsagede gravitationsustabiliteter, at disse klumper kollapsede. Det normale stof i klumperne dannede herefter de synlige galakser. Detaljerne om, hvordan dette skete, afhænger i høj grad af egenskaberne af det mørke stof selv.

En mulighed er, at mørkt stof består af svagt interagerende partikler, som bevæger sig relativt langsomt, som de langsomt bevægende atomer og molekyler i en kold gas. Denne type mørkt stof, kaldet koldt mørkt stof. Der er flere kandidater til koldt mørkt stof. En mulighed er, at den består af små sorte huller, der måske kunne være dannet i det tidlige univers, men få fysikere og kosmologer favoriserer denne ide. De fleste tror i stedet, at koldt mørkt stof består af en ukendt elementarpartikel. En kandidat er en axion, en hypotetisk partikel der først blev foreslået for at forklare nogle observerede egenskaber for neutroner. Selvom axioner ville have en meget lav masse, ville de have været dannet i store mængder i Big Bang. En anden kandidat er fotinoen, en elementarpartikel der er relateret til fotonen. Nogle teorier om partikelfysik, forudsiger at fotinoen eksisterer og har en masse på omkring 10.000 gange en protons masse. Fysikere søger efter disse typer af partikler ved hjælp fra eksisterende partikelacceleratorer, som for eksempel Large Hadron Collider, og adskillige eksperimenter er under udarbejdelse, for at søge efter axioner og fotinoer, der er fanget i Mælkevejens halo af mørkt stof.

Den anden klasse af mørkt stof, er kendt som varmt mørkt stof. Varmt mørkt stof, består af partikler der bevæger sig meget hurtigt. Et eksempel er neutrinoer, der interagerer så svagt med normalt stof, at de er i stand til at strømme frit ud af Solens centrum, idet de passerer gennem de overliggende lag af stof, som om de ikke eksisterede. Universet var fyldt med neutrinoer; beregninger viser, at omkring 300 millioner af disse partikler fra Big Bang, fylder hver kubikmeter af rummet. Fysikere har gennemført laboratorieforsøg, for at bestemme en neutrinos masse, men den er endnu ikke målt nøjagtigt. Astronomerne har selv brugt hele universet som en partikeldetektor for at måle neutrinoens masse, og de tidlige resultater viser, at den er et par millioner gange mindre end elektronens masse. Neutrinoer tegner sig kun for få procent af universets masse, men fordi de er lette og hurtige, kan de have påvirket selve dannelsen og fordelingen af galakser i universet.

Koldt og varmt mørkt stof, har forskellige virkninger på strukturdannelsen på grund af den måde, de reagerer på et tyngdefelt på. Langsomt bevægende partikler korreleres lettere af tyngdekraften end hurtige partikler gør, så partiklerne i koldt mørkt stof klumper lettere sammen i galaksedannende strukturer end partiklerne i varmt mørkt stof. Som et resultat heraf viser teoretiske modeller, at på de største skalaer i massive superhobe, kan både koldt og varmt mørkt stof danne de strukturer der observeres; men på meget mindre skalaer, er det kun koldt mørkt stof der kan klumpe nok sammen til at danne strukturer som galakserne der fylder universet. Hvis det i stedet var varmt mørkt stof der dominerede, ville strukturen være oppefra og ned, galaksehobene ville være ældre end galakserne, og KMB’en ville se anderledes ud.

På tidspunktet for rekombinationen, var fordelingen af stof bemærkelsesvis ensartet, med mørk stof lidt mere klumpet end normalt stof. Efter et par millioner år efter rekombinationen, var universet ekspanderet drastisk, men klumperne af mørkt stof voksede ikke så hurtigt som deres omgivelser gjorde, fordi deres selvtyngde svækkede deres ekspansion. Klumperne af mørkt stof stod mere ud i forhold til deres omgivelser. Tyngdekraften i klumperne af mørkt stof, begyndte at trække i det normale stof. Til sidst ophørte klumperne af mørkt stof med at udvide sig, da deres egen tyngdekraft først bremsede og senere standsede deres første ekspansion. I modsætning til mørkt stof (der ikke udsender stråling), udstrålede det normale stof i klumperne energi væk, og afkøledes, og kollapsede mod midten af de mørke stofklumper (se figur 22.9).

Disse klumper eksisterede ikke isoleret; de blev skubbet omkring af de nærliggende klumpers tyngdekraft, og blev skubbet rundt af de trykbølger som løb gennem det tidlige univers, og udglattede dets struktur. Som følge heraf, havde hver klump lidt rotation da de begyndte at kollapse (se figur 22.9). Som normalt stof faldt indad mod centrum af klumpen af mørkt stof, tvang denne rotation meget af gassen til at sætte sig tilrette i en roterende skive (ligesom den kollapsede skyer hos protostjerner, først satte sig tilrette som en tilvækstsskive), der senere blev til skiven i en spiralgalakse.

Næste afsnit →