UNIVERSETS TILSTAND

Øyving Grøn

I en samtale med Werner Heisenberg i 1926, der temaet var å forstå atomære fenomener ut fra den nye kvantemekanikken, sa Einstein: "Det er teorien som forteller oss hva vi observerer". Dette inspirerte Heisenberg i arbeidet med å komme frem til usikkerhetsrelasjonen.

Også når det dreier seg om å forstå astronomiske observasjoner, trenger vi teori. Moderne kosmologi startet med et teoretisk arbeid som var uhyre inspirerende selv om det slett ikke var korrekt. Den første universmodellen laget ved hjelp av Einsteins generelle relativitetsteori - teorien for tid, rom og gravitasjon - ble konstruert av Albert Einstein i 1917. På den tiden mente nesten alle at 'fiksstjernene' sto fast i rommet. Derfor laget Einstein en statisk universmodell, dvs. en modell der rommets egenskaper og avstanden mellom stjernene er uforandret i tiden.

Einsteins statiske universmodell har endelig utstrekning, men ingen grenser. Rommet er krumt akkurat som en kuleflate. Siden gravitasjon er tiltrekkende, skulle man vente at et slikt univers ville falle sammen. Ifølge Newtons gravitasjonsteori vil det også skje. Men relativitetsteorien åpner for en ny og spennende mulighet.

Frastøtende gravitasjon

Ifølge relativitetsteorien har ikke bare masse, men også trykk og strekk en gravitasjonsvirkning. Hvis den vanlige massetettheten er r og trykket eller strekket er p (trykk:p > 0, strekk:p < 0), så er gravitasjonen bestemt av 'den gravitasjonelle massetettheten' r_G = r + 3p/c² der c er lyshastigheten. For stort nok strekk blir r_G negativ, dvs. gravitasjonen blir frastøtende.

Frastøtende gravitasjon er et relativistisk fenomen. Den Newtonske grensen av generell relativitetsteori kan tas ved å la c®¥. Da vil det siste leddet i uttrykket for r_G bli lik null. I denne grensen har verken trykk eller strekk noen gravitasjonsvirkning. Hvis vi aksepterer at vanlig masse alltid er positiv, følger det at frastøtende gravitasjon ikke kan eksistere ut fra Newtons gravitasjonsteori.

Ifølge vårt århundres kvantefelt teorier er det ikke mulig å tømme et område helt for energi. Det vil alltid være en 'vakuumenergi' tilstede som man ikke kan fjerne. I slutten av forrige århundre kalte man vakuumet for 'eter', og man tenkte seg at eteren var et medium som elektromagnetiske bølger, f.eks. lys, spredde seg i. I 1887 forsøkte Michelson og Morley å måle jordens hastighet gjennom eteren, men det lot seg ikke gjøre. Idag mener man at 'eteren' ikke eksisterer, men at det er en vakuumenergi i rommet. Og det aksepteres at man ikke kan måle hastighet i forhold til vakuumenergi. Alle egenskapene til vakuum er like enten de måles av en observatør i bevegelse eller i ro. Når dette resultatet puttes inn i relativitetsteorien finner man at vakuum er i en tilstand av strekk, p = - rc², og når vi setter dette inn i formelen ovenfor finner vi at vakuumets gravitasjonelle massetetthet er r_G = - 2r, som er negativ. Vakuum virker på seg selv med frastøtende gravitasjon!

For å få til å lage en statisk universmodell fylte Einstein rommet med vanlig materie og vakuumenergi. (Historisk er dette ikke helt korrekt. Einstein introduserte en såkalt 'kosmologisk konstant' i gravitasjonslikningene. I de siste 20 årene er det blitt vanlig å oppfatte denne som et mål for tettheten til vakuumenergi.)

I 1922 konstruerte den russiske meteorolog og fysiker Alexander Friedmann en klasse relativistiske universmodeller som er mer fleksible enn Einsteins. Disse modellene kan både kollapse og ekspandere, og rommet kan være fylt av ulike typer kosmisk energi, for eksempel vakuumenergi, stråling eller materie med neglisjerbart trykk. Friedmanns modeller kan settes i sammenheng med en mengde forskjellige observasjoner av universet egenskaper.

Hubbles lov

Hvis en bil tuter når den kjører forbi oss, kan vi høre at tonen blir lavere idet den passerer. Frekvensen til lydbølgene øret mottar går ned. Dette kalles dopplereffekten, og er et fenomen som gjelder for alle typer bølger, også for lysbølger. Bølgene trykkes sammen når kilden beveger seg mot oss, og forlenges når den beveger seg vekk fra oss. Dvs. at lyset forskyves mot blått når en lyskilde beveger seg mot oss og mot rødt når den beveger seg vekk fra oss. Endringen i bølgelengde er proporsjonal med hastigheten.

Omkring 1910 ble et kosmisk observasjonsprogram påbegynt, som fortsatt foregår for fullt. Vesto M. Slipher målte frekvensforskyvningen i spektrallinjene fra bl.a. 41 spiralgalakser, og fant at 36 av dem hadde en rødforskyvning som svarer til hastigheter opp til 1800km/s vekk fra oss. Av de fem med blåforskyvning hadde vår nabogalakse Andromedagalaksen den største verdien. Den beveger seg med en hastighet på omtrent 300km/s mot oss. Edwin Hubble og Milton L. Humason observerte sammenhørende verdier av kosmisk rødforskyvning og avstand for mange kosmiske objekter. I 1929 annonserte Hubble at hastighetene til objekter, som ikke er for nær oss, er proporsjonale med deres avstander, v = Hd, der H kalles Hubbleparameteren. Senere observasjoner har bekreftet denne sammenhengen, som nå kalles Hubbles lov.

Den fysiske tolkningen av den kosmiske rødforskyvningen ble raskt gjenstand for debatt. Sliphers tidlige observasjoner ble først tolket som et resultat av solsystemets bevegelse, siden man oppfattet universet som statisk. Senere ble det mer naturlig å tolke observasjonene slik at rødforskyvningen skyldes stjernenes bevegelse seg bort fra oss. Idag tolkes Hubbles lov med utgangspunkt i Friedmanns universmodeller. Den kosmiske rødforskyvningen er ikke en dopplereffekt i den Newtonske forstand at stjernene og galaksene beveger seg vekk fra oss gjennom et uforandret rom. Budskapet i Friedmanns likninger er at det er rommet selv som utvider seg. Hvis vi for enkelthets skyld antar at universet er positivt krummet, slik at rommet er en tredimensjonal analog til en kuleflate, så svarer universets ekspansjon til at ballongen blåses opp. Galaksene er prikker tegnet inn på ballongen, og avstandene mellom dem vokser når ballongen blir større.

Universets alder

Vårt univers startet med en voldsom eksplosjon for ca. 15 milliarder år siden, kalt Big Bang. Jo raskere universet ekspanderer desto yngre er det. Hvis universet hadde ekspandert med konstant hastighet, ville dets alder ha vært t_H = 1/H, som kalles universets Hubble-alder. Siden gravitasjon bremser på ekspansjonen, har hastigheten vært større før enn nå. Derfor er universet yngre enn Hubble-alderen. --- Det var i alle fall den vanlige oppfatningen inntil 1998.

Universets alder og skjebne avhenger av hvor fort det ekspanderer og hva slags energi og materie det inneholder. Stor fart betyr et ungt univers som ekspanderer i all evighet. Det er Hubbleparameteren som forteller hvor raskt universet ekspanderer. I 70 år har man prøvd å bestemme dens verdi.

Ved å kombinere Hubbles lov v=Hd med dopplereffekt formelen z=v/c fås H=cz/d. For å bestemme H må rødforskyvningen z og avstanden d måles for fjerne objekter. Det er enkelt å måle rødforskyvningen med god nøyaktighet. Men avstandene for fjerne objekter er vanskelige å bestemme nøyaktig.

Som omtalt i kapitlet Hvor raskt ekspanderer universet annonserte Hubble-teleskopets ”nøkkelprosjekt gruppe” under ledelse av Wendy Freeman 25. mai 1999 resultatet av nye målinger for å bestemme verdien av H. Hubble-teleskopet ble brukt til å bestemme H ved hjelp av ulike metoder, med det mål at usikkerheten i verdien skulle reduseres til under 10%. Gruppen hevder nå at dette målet for første gang er oppnådd. Resultatet av alle målingene var en midlere verdi H=21,5 km/s pr. million lysår med en usikkerhet på 8%.

Andre metoder omtalt i kapitlet ovenfor har gitt litt lavere resultat. Hvis vi antar en verdi H=20 km/s pr. million lysår, blir universets Hubble-alder t_H=15 milliarder år. I et univers dominert av kosmisk støv med kritisk massetetthet er universets alder t₀=(2/3)t_H., som da gir t₀=10 milliarder år. Det er mindre enn alderen til de eldste stjernene. Hvis nøkkelprosjektgruppens verdi for H er korrekt må universet ha ekspandert langsommere tidligere slik at dets alder blir større enn den til de eldste stjernene. Dette betyr igjen at universet må være dominert av en type materie eller energi som ikke forårsaker så sterk gravitasjonell nedbremsing av ekspansjonen som støv.

Supernovaer og vakuumenergi

I februar 1998 ble det publisert nye observasjonsresultater som har stor interesse for spørsmålet om hva universet består av. To internasjonale forskningsgrupper, The Supernova Cosmology Project og High-Z Supernova Search Team har målt lysstyrken til supenovaer med høyt kosmisk rødskifte. I Science 18.desember 1998 er resultatene de har oppnådd omtalt som ”Breakthrough of the Year”. Vi følger her presentasjonen til ”The Supernova Cosmology Project” ledet av Saul Perlmutter.

Målet med undersøkelsen var å bestemme endringen av universets ekspansjonshastighet med tiden. Strategien var å observere spekteret og lysstyrken til standard lyskilder som kunne antas å ha samme luminositet uansett når det observerte lyset ble sendt ut, og som lyste sterkt nok til å kunne observeres på flere milliarder lysårs avstand. Fra den observerte lysstyrken og kjennskapet til luminositeten finnes avstanden. Ved å observere forskyvningen til spektrallinjene i spekteret finnes hastighetene til lyskildene. Når lyskildene er mer enn ca. 100 millioner lysår fra jorden er deres bevegelse i forhold til jorden dominert av den kosmiske ekspansjonen.

Figuren over viser til venstre en supernova som fant sted i Centaurus A galaksen. Grafen øverst til høyre viser lysstyrken som funksjon av tiden i en periode på ca. 3 måneder. Formen på kurven er karakteristisk for supernovaer av type Ia. Grafen under viser hvordan spekteret fra supernovaen endres i løpet av den samme tiden. Høyden til grafen i hver farge viser hvor sterkt supernovaen lyser i den aktuelle fargen ved ulike tidspunkter, og fargene angir hvordan frekvensen til intensitetsmaksimumet endres med tiden.

Supernovaer er relativt sjeldne. Men ved å observere ti tusen galakser to ganger, med tre ukers mellomrom, og la datamaskinene ”trekke bildene fra hverandre”, fant

man ca. to dusin supernovaer. Dette ble gjentatt flere ganger slik at gruppene nå har observert over 100 supernovaer i ulike avstander fra jorden.

15.oktober 1998 ble den hittil fjerneste supernovaen, kalt Albinoni, observert. Den befinner seg i en galakse med rødforskyvning på 1,2. Det svarer til at lyset fra den ble sendt ut for ca. 10 milliarder år siden. Supernovaen er av type Ia. Fra kjennskapet til den absolutte lysstyrken til slike supernovaer, og fra den observerte lysstyrken har man estimert at den er hele 18 milliarder lysår fra oss. Tilsvarende undersøkelser ble gjort av den andre gruppen. Begge gruppene fant at universets ekspansjon ikke avtar merkbart. Det ser heller ut til at ekspansjonshastigheten øker. Disse resultatene ble først publisert i januar og februar 1998.

I et møte på Chicago universitet 29-31 oktober 1998 kompletterte begge gruppene sine observasjoner av type Ia supernovaer. De nye observasjonene styrket den opprinnelige konklusjonen: ekspansjonen til universet synes å akselerere.

I en artikkel i Science 28. mai 1999 oppsummerte N.A. Bahcall, J.P. Ostriker, S. Perlmutter og P.J. Steinhardt de kunnskaper som er oppnådd om universets tilstand. Tvilen om hvorvidt universet er i en tilstand av akselerert ekspansjon er ytterligere minsket.

Figuren over fra Supernova Cosmology Project gruppen ble publisert i 28. mai artikkelen.

I diagrammet vises observert magnitude for supernovaer av type 1a som funksjon av kosmisk rødforskyvning. Jo større magnitude en stjerne (her en supernova) har desto svakere lyser den på himmelen. De nye observasjonene fra Supernova Kosmologi Prosjekt gruppen er vist mer tydelig i utsnittet nederst.

Det lilla området svarer til retardert ekspansjon og det gule til akselerert. Diagrammet viser at jo svakere en supernova med en bestemt rødforskyvning lyser, desto mer tyder det på en akselerert ekspansjon. Dette har en enkel forklaring. For det første regner vi med at supernovaenes hastighet skyldes universets ekspansjon. En bestemt rødforskyvning svarer ifølge Hubbles lov til en bestemt ekspansjonshastighet ved det tidspunkt det observerte lyset ble sendt ut. Lyset fra supernovaen brer seg i form av en kuleflate og svekkes før noe av det det blir fanget opp av et teleskop på jorden. Hvis universet har en akselerert ekspansjon, er avstanden lyset har beveget seg større enn om ekspansjonen bremses ned. Dermed blir den observerte lysstyrken svakere desto større akselerasjon ekspansjonen har.

Vi ser at middelverdien til observasjonspunktene ligger i det gule området. Dette tyder på at universets ekspansjon er akselerert.

Kosmisk inflasjon

I kosmologien skjelner en vanligvis mellom tre typer energi: vakuumenergi, stråling og materie i form av gass med så lavt trykk at det kan neglisjeres. Den siste typen materie kalles støv. Siden en gass av støv må ha lav temperatur for at trykket skal være lite, sies en slik gass å bestå av kald materie.

De fleste forskerne som arbeider med å forklare de observerte egenskapene til universet, mener at det eksisterte en vakuumdominert periode helt i starten av universets historie. Denne kalles inflasjonsperioden, og varte til universet var omtrent 10^-33 sekund gammelt – en nesten ufattelig kort varighet. Like ufattelig voldsom var den eksplosive ekspansjonen i denne perioden. Man kan gjerne oppfatte det slik at dette var selve Big Bang eksplosjonen. Den skyldtes at universet var dominert av en enormt høy tetthet av vakuumenergi som virket på seg selv med frastøtende gravitasjon.

Eksistensen av en slik periode er ikke bare en gjetning, men en hypotese underbygget av beregninger basert på forente teorier for de fundamentale kreftene i naturen. Ifølge disse teoriene skjer det en faseovergang ved tiden 10^-33 sekunder, der vakuumenergien går over til stråling. Dermed blir gravitasjonen tiltrekkende, og ekspansjonen begynner å retardere. Men fortsatt har universet en ekspansjon som i hovedsak skyldes den enorme inflasjonseksplosjonen.

Man kan sammenlikne med en rakett som skytes opp fra jordoverflaten. Selv om motoren er på bare i for eksempel 10 sekunder kan raketten komme ut av jordens gravitasjonsfelt og bevege seg utover uten å falle tilbake, bare farten blir stor nok. Den tiden motoren er på svarer til inflasjonsperioden.

Navnet ”inflasjonsperioden” kommer av at under den vakuumdominerte eksplosjonen flater rommet ut. En av forutsigelsene til inflasjonsmodellene for universet er at rommet er flatt.

Mørk materie i universet

Tettheten i et univers der rommet er flatt kalles den kritiske tettheten. Det følger av likningene som beskriver utviklingen av Friedmann-modellene, at den kritiske tettheten bare avhenger av hvor raskt universet ekspanderer, r_krit = (3/8pG)H² , der G er Newtons gravitasjonskonstant. Innsetting av H = 20 km/s pr. millioner lysår gir r_krit = 10^-26 kg/m³ , som svarer til ca. 4 hydrogenatomer pr. kubikkmeter.

Vi vet ikke om universet er uendelig stort eller har endelig utstrekning. Men selv om universet er uendelig, er området vi har mulighet for å observere begrenset av den strekning lyset har kunnet bevege seg siden Big Bang, omtrent 15 milliarder lysår. Vårt observerbare univers ligger innenfor en kuleflate, en horisont, med denne radien.

I en galakse som Melkeveien er det omtrent 10¹¹ (hundre milliarder) stjerner. I vårt observerbare univers er det omtrent 10¹¹ galakser. Til sammen blir det omtrent 10²² stjerner. Solen er en gjennomsnittsstjerne. Hvis man tenker seg massen til alle stjernene innenfor horisonten jevnet ut, blir den gjennomsnittlige tettheten omtrent 5 promille av den kritiske tettheten. Dette er tettheten av lysende materie i universet. Men inflasjonsmodellene forutsier altså kritisk massetetthet.

Enten er inflasjonsmodellene i vanskeligheter eller så er det materie og energi tilstede som ikke er lysende. Ifølge relativitetsteorien vil denne materien og energien avsløre sin eksistens gjennom sin gravitasjonsvirkning. Og faktum er at observasjoner av galaksers og galaksehopers dynamikk har avdekket eksistensen av mørk materie. Galaksene roterer for raskt til at gravitasjonen til den lysende materien kunne ha holdt dem sammen. Galaksene beveger seg dessuten så raskt i de store galaksehopene, at hopene ville ha løst seg opp for lenge siden om det ikke hadde vært mer materie enn den i stjernene til å lage gravitasjonsfeltet som holder dem sammen. Så man vet at det er mørk materie der ute, men ikke hva den består av. Er det ”vanlig” materie der hovebidraget til massen kommer fra protoner og nøytroner, såkalt baryonisk materie?

Målinger av absorpsjonslinjer i lyset fra stjernene, har fortalt oss at universet består av ca. 77% hydrogen, ca. 23% helium, ca. 0,01% deuterium og ca. 10^-8% litium. Det er utviklet en detaljert teori for hvordan denne materien ble dannet i ”de tre første minuttene” av universets historie. Prosessen kalles den kosmiske nukleosyntesen. Beregningene viser at forholdet mellom mengdene av de ulike stoffene avhenger av tettheten til den baryoniske materien. De observerte mengdeforholdene krever at tettheten av baryonisk materie er omkring 5% av den kritiske tettheten. Det er altså omtrent 10 ganger mer mørk, baryoniske materie i universet enn materien i stjernene. Men hvis forutsigelsen til inflasjonsmodellene er korrekt, må det være enda 20 ganger så mye ikke-baryonisk materie eller energi i universet.

En del av den ikke-baryoniske materien, men trolig mindre enn 10% av den, består av nøytrinoer. Kanskje finnes det partikler som enda ikke er oppdaget?

Oppdagelsen at universets ekspansjon synes å akselerere er et bidrag til å få puslespillet til å gå opp. Det var nesten et "missing link" som ble oppdaget. For den enkleste forklaringen på en akselerert ekspansjon er at den skyldes frastøtende gravitasjon på grunn av vakuumenergi. Observasjonene kan forklares hvis vakuumenergien har en tetthet mellom 70% og 80% av den kritiske tettheten.

De mest aktuelle universmodellene

Et univers fylt av støv og med flatt rom kalles standard kald mørk materie modellen og er i figuren ovenfor betegnet med SCDM (Standard Cold Dark Matter). Med det menes en universmodell med flatt rom, med kritisk massetetthet, uten vakuumenergi eller stråling, kun med støv. Dette var en av de første universmodellene som ble undersøkt og kalles ofte Einstein DeSitter modellen. Det er den enkleste universmodellen med kritisk tetthet. Men den har flere problemer, blant annet et aldersproblem. Alderen til et slikt univers er 2/3 av dets Hubble-alder. For en Hubble-parameter H=20 km/s pr. million lysår er Hubble-alderen 15 milliarder år, som gir en alder på 10 milliarder år for Einstein DeSitter universet. Dette er yngre enn de eldste stjernene. Dessuten bremses ekspansjonen i et slikt univers ned av tiltrekkende gravitasjon, og det passer dårlig med de nye supernova observasjonene.

Universets ekspansjon beskrives i de relativistiske universmodellene ved hjelp av en såkalt ekspansjonsfaktor R(t) som forteller hvordan avstanden mellom to partikler som ikke har noen annen bevegelse enn at de følger med i ekspansjonen til universet, endres med tiden. Figuren nedenfor (laget av C. H. Lineweaver) viser ekspansjonsfaktoren som funksjon av kosmisk tid for fem universmodeller.

Egenskapene til de fem universmodellene er gitt øverst til venstre på figuren. Alderen til de ulike modellene kan avleses på tidsaksen mellom "NOW" og den aktuelle kurvens skjæring med tidsaksen. Resultatet av ulike observasjoner omtalt i forrige kapitel, er avmerket med grått langs tidsaksen. Ifølge Lineweaver leder observasjonene til at universets alder er t₀=(13,4±1,6) milliarder år. Modeller med vakuumenergi har ekspansjonkurver som krummer oppover ved t=NOW. Slike univers er i en tilstand av akselerert ekspansjon.

Hvis universet inneholder kald materie (støv) med mindre tetthet tetthet enn den kritiske er rommet negativt krummet. En to-dimensjonal analog er en sadelflate. Et slikt univers har uendelig utstrekning og sies å være åpent. Det er betegnet med OCDM (Open Cold Dark Matter) i figuren ovenfor fra Supernova Cosmology Project gruppen. Dette passer bedre med observasjonene enn SCDM. Den observerte massetettheten er mye mindre enn den kritiske tettheten. Men også et slikt univers vil ha retardert ekspansjon, og det er i fortsatt i yngste laget i forhold til de eldste stjernene. Dessuten er det i konflikt med forutsigelsen fra inflasjonsmodellene.

Universet som passer best med alle observasjonene og også er i overensstemmelse med inflasjonsmodellene, har kritisk tetthet, ca. 70% vakuumenergi og 30% materie. Det er betegnet med LCDM i figuren ovenfor. Bokstaven L står for den såkalte "kosmologiske konstant", som Einstein innførte i gravitasjonslikningene sine i 1917 for å kunne konstruere en statisk universmodell. Som nevnt innledningsvis er den senere blitt tolket som et mål for tettheten til vakuumenergi.

I kosmologien er det vanlig å innføre relativ tetthet, dvs. forholdet mellom tetthet og kritisk tetthet. Den relative tettheten betegnes med W, dvs. W = r/r_krit. I figuren nedenfor er den relative tettheten til kald materie betegnet med W_m og til vakuumenergi med W_L. Figuren viser resultatet av beregninger der man har undersøkt sannsynligheten til ulike verdier av forholdet mellom tettheten av vakuumenergi og mørk materie i lys av supernova observasjonene.

Linjen på skrå nedover mot høyre representerer modeller med kritisk tetthet. SCDM-modellen befinner seg i sentrum av den grønne sirkelen. OCDM-modellene befinner seg på den horisontale linjen til venstre for sirkelen. Ifølge supernova- observasjonene er det 68% sannsynlighet for at universet har verdier av tettheten til vakuumenergi og materie som befinner seg i det blå området.

Også fluktuasjonene i temperaturen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen tyder på at energi-innholdet i 'kald mørk materie modellene' må suppleres med vakuum-energi. Figuren på neste side viser observasjonene av disse temperatur-fluktuasjonene. Nye observasjoner i 1999 er avmerket med rødt. Et særlig viktig resultat er at de bestemmer lokaliseringen av den første toppen til fluktuasjonskurven. Beregninger av temperaturfluktuasjoner i ulike universmodeller viser at den forventede plasseringen av denne toppen er ved l≈200/√(W_m+W_L). Observasjonene viser at l≈200, dvs. at W_m+W_L»1.

Figuren nedenfor viser de mest sannsynlige verdiene for verdiene til W_L og W_m ut fra observasjonene av temperaturfluktuasjonene i den kosmiske bakgrunns-strålingen. Det er 68% sannsynlighet for at W_m og W_L har verdier innenfor området som er sterkest rødfarget.

Dersom vi ser på konsekvensene både av supernova-observasjonene og observasjonene av temperaturfluktuasjonene til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, er det 68% sannsynlighet for at W_m og W_L har verdier innenfor det sterkest rødfargete området i figuren nedenfor. Den viser at det ut fra disse målingene er 68 % sannsynlighet for at tettheten av materie i universet er mellom 20 % og 40 % av den kritiske tettheten, og tettheten av vakuumenergi er mellom 50 % og 75 % av den ktitiske tettheten. (De heltrukne kurvene kommer fra beregninger for såkalte åpne universmodeller med negativ romlig krumning.)

I galaksehoper er det store skyer med uhyre varm gass av baryonisk materie som sender ut røntgenstråling. Ved å observere denne strålingen og utnytte Synyaev-Zeldocich effekten, har man vist at forholdet mellom tettheten av baryonisk materie og den totale massen i galaksehopene er omtrent 1/5. Videre følger det fra teorien for dannelse av de letteste grunnstoffene i universet og fra observasjoner av deres mengdeforhold (se Nyhetsbrev 98 s. 82.) at tettheten av baryonisk materie er omtrent 5 % av den kritiske tettheten. Dermed fås at tettheten av all materie er omtrent 25 % av den kritiske tettheten.

Matts Roos og S. M. Harun-or-Rashid har sett på konsekvensene av ni forskjellige typer av astrofysiske observasjoner. I tillegg til de tre omtalt ovenfor vurderte de blant annet resultater av gravitasjonslinseobservasjoner og observasjoner av galaksebevegelser i hoper av galakser. Resultatet av alle målingene når det gjelder den gjennomsnittlige tettheten av materie og vakuumenergi i universet, er oppsummert i figuren nedenfor.

Det kosmiske triangel

I en artikkel i Science 28. mai 1999 oppsummerte N.A. Bahcall, J. P. Ostriker, S. Perlmutter og P. J. Steinhardt de kunnskaper som er oppnådd om universets tilstand. De innførte her et ”kosmisk triangel” vist på figurene nedenfor.

Her er W_k en størrelse analog med relativ tetthet, men som representerer rommets krumning. Den er definert slik at når W_k er negativ er rommets krumning positiv. Ved å bruke likningene i den generelle relativitetsteorien kan man vise at for Friedmanns universmodeller er det en enkel og vakker sammenheng mellom de relative tetthetene, W_m + W_L + W_k = 1. Hvert punkt i det kosmiske triangel oppfyller denne likningen. Koordinataksene er parallelle med sidene i trianglet. For eksempel går linjene som representerer konstante verdier for tettheten av kald materie på skrå nedover mot høyre. Dette er markert ved at disse linjene stikker litt utenfor trianglet på den siden som er markert med W_m. Den horisontale litt tykkere blå linjen representerer univers med flatt rom. Universmodellene SCDM og LCDM ligger på denne linjen, mens universet OCDM som ikke inneholder noe vakuumenergi, ligger på linjen W_L=0. Linjen som går bratt oppover mot høyre er grensen mellom univers som akselererer eller retarderer, med akselerert ekspansjon til høyre for linjen.

I figuren til høyre er tegnet inn områdene i det kosmiske triangel som ulike observasjoner tillater. Det blå området som går bratt opp mot venstre svarer til 68% - området i figuren ovenfor, og representerer de universene som målingene av rødforskyvningen til supernovaene tillater. Univers med temperaturvariasjoner i den kosmiske bakgrunnsstrålingen i overensstemmelse med observasjonene ligger i det brune området.

Det grønne området representerer de tillate verdiene for den kalde materien. Det er særlig bevegelsene til galaksene i hoper av galakser (clusters) som gir begrensningen her.

Vi ser at de tre tillatte områdene krysser hverandre for univers med flatt rom, ca. 70% vakuumenergi og ca. 30% kald mørk materie. Dette er LCDM-universet.

Fordelingen av ulike typer energi i LCDM-universet er vist i figuren nedenfor (laget av C. Lineweaver)

Det er ca. 75 % vakuumenergi i universet, 20 % kald mørk materie av ukjent art og 5 % baryonisk materie. Ca. 80 % av den baryoniske materien består av ionisert gass, ca. 17 % av stjerner og ca. 3 % av nøytral gass. Videre består ca 75 % av den baryoniske materien av hydrogen, ca. 23 % av helium og ca. 2 % av andre grunnstoffer.

I de kommende årene vil det bli samlet inn et stort nytt observasjonsmateriale blant annet ved hjelp av satellitter som skal observere temperaturfluktuasjonene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen med mye større nøyaktighet enn tidligere. Hvis observasjonene bekrefter at vi hører til i et univers dominert av vakuumenergi, har teoretikerne fått en utfordring: hvordan skal man forklare eksistensen av en vakuumenergi med tetthet omtrent lik universets kritiske tetthet?