darkmass.html
©J Westman 2003, 2005


Det osynliga i Universum.

Jakten på kunskap om Universum har lett till en absurd situation. När detta skrives, år 2003, anser astronomer och kosmologer att endast fyra procent av allt i Universum verkar bestå av sådan materia som vi känner till från vardagsvärlden, medan nittisex procent av alltihop är i en form som astronomer och fysiker bara har dunkla aningar om.


JW 27.05 2003, 3.11.2005

För bara hundra år sedan handlade astronomin om det man kunde se - med blotta ögat eller genom teleskop. Det handlade om synligt ljus, skapt i solen och andra stjärnor, eller återkastade av kalla planeter och månar. Det man såg var allt som fanns. Ett århundrades utveckling inom teknik och fysik senare och endast fyra procent av all materia och energi som finns i Universum anses längre synligt. För att alls observera hälften av ens dendär fyraprocenten, den vardagsmateria som du och jag och planeten jorden och alla stjärnorna i Vintergatan och så vidare består av, så får man ta till alla tekniska konstgrepp som finns och spana inom all slags elektromagnetisk strålning, från långa radiovågor, till lite kortare mikrovågor och infrarött, till det synliga ljusets område, till mera kortvågigt ultraviolett, än mer kortvågig räntgenstrålning till mest kortkorta gammastrålningen. Men det är nu ändå fråga om strålning som hör hemma i fysiken som vi känner den, och strålningen kommer från processer och kroppar i rymden som åtminstone delvis kan simuleras i olika laboratorieförhållanden. Begreppet vardagsmateria är tänjbart - det är numera fysikerns vardag snarare än din och min vardag men ändå.

Det var under nittonhundratalets första två årtionden som det blev klart att vår Vintergata var betydligt större än vad man kan se med blotta ögat, därför att gas och stoft mellan stjärnorna skymmer sikten. Numera anses det att vår Vintergata innehåller ett par hundra miljarder stjärnor. Ungefär samtidigt som vår galax, Vintergatans, rätta storlek blev känd blev det klart att vår Vintergata inte var allt som finns i Universum.

På många språk, både antikens grekiska och modärn engelska, heter det som vi kallar Vintergatan, det stjärnstråk som vi ser på himlavalvet - Mjölkvägen och från det grekiska ordet för mjölk har man präglat den vetenskapliga benämningen på alla Vintergator, de kallas galaxer.

Vår Vintergata är en samling stjärnor, gas och stoft bland miljarder och åter miljarder andra av de här galaxerna. De flesta galaxerna är mindre än vår Vintergata, ett fåtal procent av dem är av samma storlek eller större, tillexempel den enda av dem vi ser med blotta ögat - galaxen i Andromeda, har lite fler än dubbelt mera stjärnor än Vintergatan. Men de flesta är mindre, som våra egna satellitgalaxer, de Magellanska Molnen på södra stjärnhimlen. Galaxerna förekommer för det mesta i grupper och hopar.

Det anses idag att man ska kunna observera minst lika många galaxer som det finns stjärnor i Vintergatan. Att det i alla fall finns en gräns beror på att Universums utsträckning i tiden anses begränsat - ljuset från galaxer som i rummet ligger längre bort än vad Universum har existerat i tid - strålningen från dem har inte nått fram.

"Lambda" dyker upp.

Vi kan få rätsida på vad som händer i den fysiska världen, därför att all materia och all strålning fungerar enligt regler som kan upptäckas och som är allmängiltiga. Sextonhundratalsforskarna Galileo Galilei, Johannes Kepler, Isaac Newton och några till upptäckte att materiens lagar är skrivet med matematikens språk. Newton kallade faktiskt sitt viktigaste opus : Principia Mathematica Philosophiae Naturalis , naturfilosofiens matematiska grunder.

I snart ett sekel har Albert Einsteins relativitetsteorier varit de matematiska verktygen som man studerar världsalltet med. Einstein förbinder tid och rum och en grundkonstant är ljusets hastighet - fortare än så fungerar ingen växelverkan mellan materien. Därför ser vi utåt rymden i ljusår, men samtidigt bakåt i tiden med år.

När Einstein med medhjälpare första gången försökte använda relativitetsteorin - i början av 1920-talet - kom de till ett förvånande resultat: det var omöjligt att få en modell av ett stillastående, ett statiskt universum, som man då trodde att verkligheten handlade om. Antingen skulle det relativistiska Universumet utvidga sig eller dra sig samman, och för att råda bot på det införde Einstein en kosmisk konstant som han kallade det, som skulle hålla det hela i balans. Han kallade den konstanten med den grekiska bokstaven lambda. Den ska vi komma ihåg, fast Einstein själv trodde det var hans livs största misstag. Och varför trodde han det?

Att Universum inte var statiskt, och att det måste ha en begränsad utsträckning i tiden blev klart på 1920- och 30-talen då astronomen Edwin Hubble upptäckte att galaxer utanför vårt eget grannskap avlägsnar sig, snabbare ju längre borta de är. Det är den berömda rödförskjutningen av grundämnenas signaturer bland ljus-våglängderna som visar att Universum utvidgar sig. Det är genom att studera förskjutningarna man får reda på hur galaxer överhuvudtaget rör sig i förhållande till varandra. Utvidgningen gäller inte inom begränsade grupper av galaxer, tillexempel vår lokala grupp som består av några stora och ett femtital små galaxer hålls väl ihop av den gemensamma tyngdkraften.

Med ett Universum som utvidgar sig skulle nån kosmisk konstant lambda inte behövas. Trodde man.

Universums densitet, stora "Omega".

På 1970-talet ställdes frågan : hur kommer det sig att delar av Universum som vi kan observera åt olika håll är så likartade. Alltså att mängden galax-hopar är ganska jämnt fördelade åt vilket håll vi än ser ut i rymden utanför vår lokala galax-grupp. Eftersom Universum utvidgar sig kan de här områdena långt från varann inte ha varit i växelverkan med varann i Universums begynnelse eftersom ljusets hastighet är begränsad, de har kommit inom växelverkan-horisonten först långt efter att universums storstrukturer redan var bestämda.

En annan fråga var hur Universum kan vara så platt. I teorin kunde rymden vara krökt, positivt, som en boll, ifall det skulle finnas så mycket massa i Universum att det skulle stoppa utvidgningen, eller sadelformat, om mängden massa skulle vara mycket mindre än vad som krävs för stopp på expansionen. Man brukar tala om bokstaven stora Omega, förhållandet mellan den massdensitet som finns och den kritiska massdensiteten, Omega > 1 om Universum är positivt krökt, Omega = 1 om Univerum har en platt geometri som Euklides, eller Omega < 1 om Universum har negativ krökning.

Ett Universum som utvidgas bör ha förstärkt sådana här effekter, så att de skulle bli märkbara för att uttrycka saken milt. Eftersom det på 1970-talet redan var klart att Universum idag måste ha massdensitet åtminstone till 0,1, alltså en tiondel av den kritiska massdensiteten, så kan skillnaden till den kritiska massdensiteten i begynnelsen inte ha varit större än 10^-60, en på tio upphöjt i minus sexti eller så. En decimal som skrivs med sexti nollor mellan decimalkommat och första siffran. Universum började platt och platt är det än idag. I annat fall hade densiteterna rymt all världens väg åt det ena eller det andra hållet. Det måste finnas osynlig massa till fulla kritiska värdet, Omega lika med ett, men inte heller mer.

Teoretikern Alan Guth lade kring 1980 fram den såkallade inflationsteorin, som förklarar både horisont-problemet och promlemet med det jämntfördelade Universum. I detta fall betyder ordet inflation helt enkelt upp-blåsning. Universum genomgick i ett mycket tidigt skede - småsmå bråkdelar av en sekund efter nollögonblicket - en fasförändring - som när fast ämne övergår till vätska eller vätska till gas - det skedde en ytterst kortvarig men enorm utvidgning, där Universums struktur rymde all världens väg ut över alla växelverkningshorisonter och samtidigt blev strukturen så utslätad att bakgrundsstrålningen 380-tusen år senare bara visar ojämnheter på ett till hundratusen.

Detta betyder att Universums mass-energi-densitet idag måste vara så gott som precis = 1 , det kommer vi inte ifrån och då gäller det att komma underfund med vad alltihop består av.

Endast fyra procent.

Samtidigt med relativitetsteorierna kom kunskapen om materiens inre uppbyggnad, med atomer som består av tyngre partiklar i kärnan och lätta elektroner, andra partiklar som förmedlar krafterna inom och mellan atomens partiklar och det einsteinska sambandet mellan massa och energi: E = mc^2. När Universum studeras förbinds kunskapen om det minsta med kunskapen om det största.

Om Universum utvidgar sig måste det nångång ha varit sammanpressat i ett hetare och tätare tillstånd än nu. Går man tillräckligt långt tillbaka kommer man till förhållandena då materian som vi känner den uppstod.

Innan galaxer och stjärnor uppstod måste det ha funnits en tid då själva materien som sådan bildades - så att säja frös ut - ur det heta urtillståndet. Ytterst av allt vi kan observera ligger den kosmiska bakgrundsstrålningen från tiden 380 000 år efter begynnelsen, det som kallas den Stora Smällen.

Det var när de rätt nyskapade atomerna bildades genom att dittills fria elektroner fångades in kring atomens kärnpartiklar som Universum blev genomskinligt och den strålning som fanns vid sidan av materiepartiklarna blev fri. Den var lika het då som solens yta är idag, sextusen grader kelvin, men då Universum har utvidgats har den kallnat till lite under tre grader kelvin. Vad som hände före det har också lämnat sina spår, tillexempel i fördelningen av de lättaste grundämnena, väte , helium och litium. Kärnfysikerna vet tillräckligt för att kunna räkna ut hur mycket av de här grundämnena och i vilka proportioner som kan bildas under olika tillstånd. Omvänt kan de räkna ut vilka tillstånden var före bakgrundsstrålningens tid - ner till tre minuter efter noll. De uträkningarna visar hur mycket materia som består av de här kärnpartiklarna, med ett samlingsnamn kallade baryoner, som kan ha uppstått.

Det blir ungefär 4 procent av den mängd massa plus energi som ska till för att nå det kritiska värdet Omega lika med ett. Bara 4 procent vardagsmateria i vårt universum och för ett par år sedan hade astronomerna ännu hittat endast en tredjedel av den materian i form av stjärnor och gas samlade i galaxer med en liten krydda av icke-lysande planeter och svarta hål - nu förefaller det som om upptäckten av tunna men heta gasmoln mellan galaxerna skulle fylla ut det mesta av den luckan.

Mörka massan.

Redan på trettitalet kom de första bevisen för att det vi ser inte är allt som finns. 1933 upptäckte astronomen Fritz Zwicky, att galaxerna i den stora hopen i stjärnbilden Berenices Hår rör sig snabbare än vad enbart gravitationen mellan galaxerna förutsätter.

1970talet kom med nästa tecken, då fann astronomerna att Vintergatan inte roterade som man skulle vänta sig om de lysande stjärnorna och de gas- och stoftmoln som kunde ses eller upptäckas med radioastronomins metoder var det enda som utövade gravitation. Stjärnor och gasmoln i Vintergatans yttre delar rör sig som om gravitation i en nästan sfärisk gloria kri g hela systemet bestämde deras rörelser. Vidare undersökningar visar att en sådan sfärisk halo också behövs för att Vintergatans synliga delar ska bibehållas så platt skifvormigt som det är. Liknande mass-haloer måste också omge tillexempel Andromeda-galaxen, tiofalt längre ut än vad man ser stjärnor och gas- och stoftmoln där.

Under de senaste decennierna har astronomerna studerat hur gravitationen i galaxhopar bryter ljus som kommer från galaxer eller de klart lysande galax-centrumen som kallas kvasarer, som ligger längre bort. Då kan man mäta hur mycket osynlig massa det finns i hoparna: det visar sig att förhållandet mellan den mörka massa som visar gravitationspåverkan men intenting annat, jämfört med den ljusa massa det vill säja de stjärnor med mera vi ser som strålare, den är upp till 150 till ett.

Den här mörka massan har spelat en avgörande roll under Universums utveckling. Ojämnheterna i den fanns med från början, om den mörka massan inte skulle finnas skulle de ojämnheter som mäts i den kosmiska bakgrundsstrålningen vara tiofalt större än den är. När man hatr mätt hur ojämnheternas storlek fördelas kan man dra närmare slutsatser om massdensiteten. Vetenskapsmännen har då funnit att den ljusa massan och den mörka tillsammans utgör tjugosju procent av massdensiteten i Universum. Därav är ljus massa 4 %, som förutspås i teorin om atomernas uppkomst och som börjar upptäckas efterhand, det senaste tillskottet i baryonisk massa är uttunnad het gas mellan galaxerna som hittills har varit svår att upptäcka. Den mörka massan svarar för 23 % av mass-energidensiteten i Universum. Vad den kan bestå av vet vetenskapen inte, ännu. Det är inte små mörka stjärnor. det är inte massan hos neutrinerna, det är faktiskt inte massan hos nånting som är känt, men det verkar klart att det är nånting som kan rubriceras som kall mörk massa. Därmed får vi låta oss nöja och så har vi 73% av Universums mass-energi-densitet att få förklarat, och det blir esoteriskt värre.

"Lambda" till heders igen?

Hur snabbt utvidgar sig Universum och har utvidgningens takt förändrats under förgången tid, ja vet man det så vet man även Universums ålder, hur lång tid det har gått för Universums växelverkans horisont att expandera från utsträckningen nästan noll till vad den nu kan vara idag, en bra bit över tio miljarder ljusår. Den här expansionstakten , som astronomerna mäter som förhållandet mellan rödförskjutningen och avstånden till de rödförskjutna galaxerna som då måste mätas med andra medel, den kallas också Hubble-konstanten fast den kanske inte har varit riktigt konstant under hela Universums historia. Astronomerna har jagat värdet på den alltsedan 1930-talet. Hubble använde sin tids största teleskop, två och en halv meters spegelteleskopet på Mount Wilson när han först kartlade rödförskjutningen. Det var nu inte så enkelt att mäta avstånd ute i galaxvärlden, när de som var långt borta inte visade några standardljus att gå efter, på samma sätt som de näraliggande där man ju har pulserande stjärnor med standard-ljusstyrka och en del andra ljuskällor där ljusstyrkan är känd och kan användas som mått. För att ta reda på Hubble-konstanten byggdes många av de stora teleskopen, börjande med Mount Palomars fem-meters spegelteleskop, i bruk efter andra världskriget, och slutande med de två tiometers Keck-teleskopet på Hawaii, de fyra åttameters teleskopen i Chile och några till. Plus rymdteleskopet Hubble med 2,5 meters spegel

Under nästan hela senare hälften av nittonhundratalet fanns det två skolor - en som tyckte sig ha mätt en hög expansionshastighet och en annan som sa att expansionshastigheten, Hubble-konstanten, var bara hälften så stor. Först rymdteleskopet Hubble och sedan de nya stora markteleskopen visade att sanningen ligger nånstans mittemellan.

I slutet av 1990-talet tog astronomerna i bruk en ny grupp standardljus - en viss typs exploderande stjärnor, supernovor, där mängden stjärnmateria som exploderar är av standardmängd och alltså lyser med standardstyrka. Supernovorna har dessutom den tacknämliga egenskapen att de som starkast lyser lika kraftigt som alla Vintergatans stjärnor sammanlagt och alltså syns så långt astronomerna överhuvudtaget kan se. De är sällsynta, kanske en per ett par århundraden i var och en galax. Men det finns miljarder galaxer så knepet är att få syn på var en supernova flammar upp och få ljusstyrkan på den uppmätt. Med databehandling av teleskopens numera elektroniska bildfält har jakten på supernovor blivit möjlig. Flera grupper, en av dem ledd av astronomen Saul Perlmutter kom vid millenieskiftet fram till det överraskande resultatet att Universum med tiden utvidgar sig allt snabbare och snabbare. Det måste alltså finnas någon kraft i Universum som motverkar gravitationen.

Det låter nästan för bra för att vara sant, men när astronomerna räknar ut den mängd mass-energi som kan finnas i en sådan kosmisk frånstötande kraft, som faktiskt ser väldigt lika ut som Einsteins kosmiska konstant lambda, så kommer de till värden som stämmer överens med den mängd mass-energi som behövs för att täcka de där sjuttitre procenten som teorierna om Universum säjer att måste finnas nånstans. Einstein hade måhända rätt ändå fast han sedan rättade till fel.

Då har vi ett Universum med fyra procent vardagsmateria där det finns en del att upptäcka ännu, tjugotre procent massa där det behövs nya grund-upptäckter inom fysiken, och sjuttitre procent som kan kräva helt ny fysik för att bli förklarad. En tröst är att det verkar som om de där tjugotre procenten skulle finnas i enklare form än vår mångskiftande vardagsmateria, och de sjuttitre procenten skulle vara nånting av enklaste slag, mycket men trist.

Det är inte alls sagt att den här skissen är någon hållbar sanning och den omfattas inte ens av alla som studerar hur Universum är beskaffat. Det visar emellertid hur det gamla ordspråket, präglat av Sokrates för tvåtusen fyrahundra år sedan, om att ju mer vi får veta, desto mer märker vi att vi intet vet, håller streck. Eller som J.B.S Haldane sa på tjugotalet: Universum är inte endast mer utstuderat uppbyggt än vi tror, det är mera underfundigt än vi någonsin kommer att kunna tänka oss.

Å andra sidan tröstar oss Einstein med orden: Gud må vara spetsfundig men han är inte illvillig. Kanhända den sentensen även tröstar Einsteins ande med tanke på den kosmiska konstanten.


Läs om WMAP i    S & T: Mapping the Big Bang
Läs om galaxer i    De största i Universum
om Universums utvidgning i    Ökande expansion
om Universums utveckling i   När ljuset var ungt.
om kosmologins dagsläge sommaren Anno Domini 2003  Sju kosmiska konstanter.
och om tidigare uppfattningar i    På tal om ingenting.

Skicka kommentarer till  juhani.westman@welho.com eller juhani.westman@pp.inet.fi
Tillbaka till första astro-sidan.
Tillbaka till paradsidan.