mørkt stof blev først foreslået for at forklare den hastighed, hvormed stjerner kredser om midten af deres galakser. Lige siden, søgningen efter andre beviser for mørkt stof har været interessant.

en af de største succeser syntes at være en kollision af galaksehobe kaldet Bullet Cluster. Det gav en af de mest spektakulære og intuitive indikationer, der syntes at vise, at mørkt stof var ægte. Vores egen rapport om de første beviser for Kugleklyngen, skrevet for mere end et årti siden, var ret begejstret. Og i de historier, der fulgte om eksistensen af mørkt stof, har vi tendens til at behandle Kugleklyngen som en guldstandard. Hvis du ikke kan forklare Bullet Cluster, så er din teori nok en smule ubrugelig virkelig.

se mere

billedet ovenfor viser resterne af to galaksehobe, der er kollideret, med en mindre “kugle”, der er passeret gennem den større klynge. Kollisionens energi er sådan, at regelmæssigt stof er blevet opvarmet til meget høje temperaturer, hvilket får det til at gløde som vanvittigt i Røntgenregimet (som er vist i rødt). Så et røntgenteleskop kan producere et klart billede af materiefordelingen af både kuglen og den større klynge. Endnu bedre, denne kollision ser ud til at være næsten side-on for os, så vi har det bedste sæde i huset til at observere det.

derudover har begge klynger betydelig masse og fungerer som gravitationslinser. Ved at afbilde objekter, der ligger bag klyngerne og forstå, hvordan billederne forvrænges af den mellemliggende linse, kan vi kortlægge Kugleklyngens masse. Dette er vist i blåt.

overlejring af de to billeder viser, at massen ikke er, hvor sagen er—dermed mørkt stof. Dette er kun en af flere kollisioner mellem klynger, der viser lignende træk—tyngdekraft uden tilsyneladende stof—men Kugleklyngen er uden tvivl det reneste eksempel på dem alle.

Bullet Cluster viser dog noget, der uden tvivl er vigtigere: videnskab fungerer. Selvom den oprindelige publikation blev udråbt som bevis for mørkt stof, blev det hurtigt indset, at historien kan være mere kompliceret end det. Faktisk begyndte historien endda at skygge mod Kugleklyngen som bevis mod mørkt stof. Teoretiske fysikere lader deres fantasi løs, hvilket bringer mørk energi og modificerede tyngdeteorier til bordet. Men til sidst, da støvet satte sig, kom tankerne tilbage til, at den oprindelige fortolkning var korrekt.

Når vi ser tilbage på Kugleklyngen i dag—hvordan vi kom herfra og tilbage igen—fremhæver, hvordan videnskaben fungerer på den samme rene måde. Data er konge, men teori er kongeriget; du har brug for begge dele, og ingen af dem er sat i sten.

at forklare dataene rejser spørgsmål

kort efter, at Bullet Cluster-analysen blev offentliggjort tilbage i 2006, begyndte forskere at se nærmere på dataene. Oprindeligt virkede det hele lidt forvirrende. Forsøg på at modellere kollisionen syntes ikke at fungere.

en af sommerhusindustrierne inden for astrofysik er modellering af galakser og klynger af galakser. Du kan i din computer oprette to klynger, der omtrent svarer til massefordelingen af nogle observationer, så ram dem sammen med enhver hastighed, du kan lide. Du kan også producere en model, der har masser af forskellige klynger og se på statistikken over kollisionerne for at se, hvordan det gennemsnitlige klyngekrasch ser ud.

denne totrinsproces fortæller os forskellige ting. En model fortæller os i betragtning af observationsdataene, hvor store klyngerne var, og hvor hurtigt de nærmede sig hinanden, da de kolliderede. Den anden model fortæller os, i betragtning af vores univers, hvilken størrelse galaksehobe vi skal forvente, og hvor hurtigt de typisk kolliderer.

for kollisionsmodellen er det ikke nok at matche fordelingen af synligt stof og gravitationslinser, der blev observeret. Der er en hel række funktioner, som modellerne skal reproducere. Som vi nævnte ovenfor, er det normale stof så varmt, at det producerer masser af røntgenstråler. Men det er ikke nok for en model at bare producere røntgenstråler; det skal producere det samme spektrum af røntgenstråler-det vil sige, at vi skal kunne forudsige den relative lysstyrke af hver Røntgenfarve. Andre begrænsninger har at gøre med materialet i klyngerne. Under kollisionen overføres materie (almindeligt stof, det vil sige) mellem klynger. Vores observationer giver et skøn over, hvor meget der overføres, og modellerne skal forudsige overførslen.

den anden model handler om sandsynligheder. Når du kortlægger resultaterne af den første model på modeller af mange galaksehobe, der tilfældigt kolliderer med hinanden, skal du opdage, at den forudsagte kollision ikke er for ekstraordinær. Ja, det er muligt, at vi rammer svarende til en vindende lotto-billet. Men hvis modellerne forudsiger, at klyngekollisionen kræver temmelig usædvanlige forhold, bør vi nok antage, at vi har lavet en fejl et eller andet sted. Eller mere præcist for hver kollision, der kræver ekstreme forhold, skulle vi have observeret partier, der ligger inden for det normale interval. Da vi ikke har mange andre kollisioner, skal Kugleklyngen være inden for det normale interval

men de første papirer, der blev offentliggjort efter Bullet Cluster-analysen, viste, at måske bare måske alt ikke er godt. Er Bullet Cluster speciel?

et behov for hastighed?

den første indikation på, at noget kunne være galt, kom fra modeller, der kolliderede to klynger.

for at kollidere to galaksehobe skal du beslutte, hvilken fysik der skal medtages. I de første forsøg var modellerne relativt enkle. Hver klynge bestod af et antal almindelige stoffer og mørke stofpartikler. Disse passerede gennem hinanden og kolliderede i tilfælde af almindeligt stof (det mørke stof ignorerer alt i sin vej). Stigningen i tryk fra kollisionen driver temperaturen op, hvilket får partiklerne til at udsende røntgenstråler. Samtidig genererer kollisionen en stødbølge, der også driver trykket op og producerer en endnu varmere gas, der udsender flere røntgenstråler.

selvom beregningsintensivt på grund af antallet af partikler, indeholder modellen kun den minimale fysik af en ret simpel væske. Og analysen var lige så enkel: gengiver vores model de vigtigste træk i vores observationer? Forskerne fokuserede på den observerede chokfront, massefordeling og Røntgenemissioner. Deres forsøg på at gengive disse funktioner involverede at prøve forskellige kombinationer af kollisionshastigheder, tætheder og samlede masser af de to klynger.

for et givet sæt indledende betingelser kunne enhver bestemt observationsegenskab gengives. Imidlertid, for at få alle de funktioner, der kræves, at de to klynger har et ret begrænset sæt tætheder, masseforhold, og, mest vigtigt, kollisionshastighed.

som det er typisk for spændende nye resultater, forsøgte andre at gøre det samme, alle ved hjælp af lidt forskellige modeller. Men de kom alle til lignende konklusioner. Rækkevidden af kollisionshastigheder syntes også forkert-den varierede fra 2.700 km/s til en massiv 4.050 km/s. Hele rækken syntes høj, i betragtning af at den overvejende mørke materie teori har titlen “cold dark matter”, hvor kulde er en anden måde at sige langsomt på.

men vi aner ikke, om galaksehobe overholder nogen form for hastighedsgrænse (bortset fra “langsommere end lys”). For at have mere end et intuitivt gæt om, hvorvidt disse resultater var høje, var forskere nødt til at henvende sig til en anden type model, en der modellerer bevægelsen af galaksehobe. Det første skridt til at opbygge denne type model er at beslutte, hvad dit univers er lavet af.

fordi vi kan se det, ved vi allerede om, hvor meget almindeligt stof der er omkring, og vi kender den slags hastighed, den bevæger sig med. Mørkt stof er dog en anden historie. Hvis du antager, at der findes mørkt stof, skal du beslutte, hvordan det distribueres, og hvor hurtigt det bevæger sig.

mørkets hastighed (materie)

Dette er ikke et helt frit valg. Big Bang og det faktum, at galakser formåede at danne sig efter denne begivenhed, satte begge grænser for hastigheden og fordelingen af mørkt stof. Bevægelsen af galakserne i en klynge fortæller dig også om fordelingen af mørkt stof. Så alle disse observationsdata går ind som udgangspunkt, hvilket sætter nogle grænser for modellens fleksibilitet. Efter alt, virkeligheden regler. Hvis udgangspunktet ikke ville resultere i galakser, for eksempel, så vil det blive afvist.

for at finde ud af, om kollisionshastigheden var usædvanlig, var det næste trin at undersøge modeller af klyngekollisioner. For at gøre dette skabte forskere en stor kasse (mere end 4gigaparsecs på en side) og fyldte den med mørkt stof—almindeligt stof er en mindre komponent, og de fleste, men ikke alle, modeller forsømmer det. Forskerne lader modellen løbe for at udvikle universet. På forskellige tidspunkter ville de fryse modellen og undersøge den. Forskerne søgte efter store klynger, der havde fanget en lille klynge i dens gravitationsbrønd. Under disse forhold ville den lille klynge være dømt til at kollidere med sin større nabo.

for at gøre sammenligningen med Bullet Cluster fair begrænsede forskerne sig til klynger med et masseforhold svarende til det for Bullet Cluster collision. Derudover fjernede de blikkende slag, da Kugleklyngen ser ud som om den er tæt på en frontkollision.

kollisioner syntes at ske på en ret regelmæssig basis: forskerne fandt lige under 80 eksempler på kollisioner, der lignede Kugleklyngen. Endnu, ingen af dem gengivet detaljerne i Bullet Cluster kollision. Kun en kollision havde en infallhastighed større end 2.000 km/s, hvilket stadig var for langsomt—husk, at alle kollisionsmodellerne havde foreslået en meget højere hastighed.

nuværende spænding

endnu mere bekymrende, Kugleklyngekollisioner skete ikke tidligere. Modellen viste, at alle kollisioner med det rigtige masseforhold (f.eks. Derude i universet lige nu er der små klynger, der suges hjælpeløst i de store. Tidligere fandt forskerne dog ikke nogen af disse parringer. Fordi vi observerer Kugleklyngen i dag, ved vi, at det skete tidligere. Vi ved endda, hvor længe siden det skete.

så for at passe til de observerbare data, bør vi finde små klynger, der kolliderer med store klynger i fortiden. Endnu, vores modeller viste intet af den slags.

i stedet er fortiden domineret af klynger af samme størrelse, der kaster ind i hinanden. Denne proces kan være, hvad der skaber forskellen i klyngestørrelser, der til sidst tillader kugle-Klyngelignende kollisioner. Men det tager tid – ifølge disse modeller, lang tid.

det store problem viste sig at være, at forskere i hver computermodel har en række valg at tage: hvilken fysik der skal medtages, hvad man skal udelukke, og hvad man skal tilnærme sig. Derudover er der også tekniske valg, der skal træffes: hvad er størrelsen på det univers, du planlægger at simulere? Hvad er den mindste funktion, som din model vil beskæftige sig med? Disse to er koblede valg, der er begrænset af mængden af tilgængelig computerkraft. Og de betyder virkelig noget.

det viser sig, at størrelsen på modelboksen og opløsningen betyder noget. Eller mere præcist, jo større kassen og jo flere partikler der er i kassen, jo længere kan du nå ind i ekstremerne af hastighedsfordelingen. For den type model, der blev brugt i den indledende analyse, forventes højhastighedskollisioner at være sjældne. Senere arbejde foreslog, at kassen skulle have et volumen omkring otte gange større end noget, der var blevet prøvet indtil videre, hvis du ville se en enkelt kollision, der matchede de hastigheder, der var forudsagt af kollisionsmodellerne.

men det vidste vi ikke på det tidspunkt. Konsensus så ud til at være, at der var noget galt—ikke nødvendigvis med mørkt stof, og bestemt ikke med observationerne. Forventningen var, at enten de modeller, der simulerer galaksehobdannelse og dynamik, manglede noget, eller den model, der kolliderede klynger, manglede noget. Men hvilken var slukket, og hvad manglede den nøjagtigt?

den roiling verden af teoretisk fysik

på dette tidspunkt begynder teoretiske fysikere at blive lidt spændte—resultater, der ikke er forklaret. Måske kunne mørk energi fremskynde klyngen? Og hvis ikke mørk energi, kunne vi prøve modificeret Nytonisk dynamik, en ide, der erstatter mørkt stof med en modificeret tyngdekraftsteori? I begge tilfælde kan du få større kollisionshastigheder. Men de kom til en pris: ved hjælp af en fysisk model, der havde nogle ret sparsomme beviser, der understøtter det.

i dette tilfælde viste alle disse ideer sig at være forkerte, men at overveje dem var en væsentlig del af processen. Hvis vi ikke overvejer dem, antyder vi, at vi nægtede at revurdere rigtigheden af grundlæggende fysik. Der er altid ideer, der skal diskuteres, når eksperimentelle beviser og nuværende teori ikke er enige. De vil næsten altid være forkerte, men det “næsten” aspekt er ret kritisk.

i dette tilfælde, selvom der var forskelle mellem teori og observationer, sluttede historien ikke med en ny teori. I stedet fandt forskerne ud af, hvordan man kunne løse forskellene. Processen startede med at revidere modellen til klyngekollisionen. Det originale arbejde havde kun set på nogle få grove træk: hvor var massens centrum for hver klynge, hvad var formen på chokfronten osv.

modellen antog, at klyngerne var, før de kolliderede, sfærisk symmetriske. Det er ret urealistisk, og den enorme uoverensstemmelse betød, at det var tid til at blive seriøs. Klyngerne blev omdannet til ellipser, og effekten af magnetfelter blev tilsat til den væskelignende fysik. Sidstnævnte er vigtig, fordi magnetfelter begrænser ladet (almindeligt) stof til at bevæge sig rundt i feltlinjer. Dette kan øge tryk og temperaturer.

selv uden disse tilføjelser passer den gamle model allerede til de grove træk ved Kugleklyngen. Nu var det også tid til at forsøge at forklare detaljerne. De fleste astronomiske data kommer i form af billeder og ikke nødvendigvis synlige lysbilleder. Røntgenstråler, radioteleskopdata og mange andre dele af spektret er almindelige. Nogle af disse data bruges til at give estimater af de mere interessante fysiske egenskaber, som temperatur.

behandling af billedpunkter

det var her forskerne ledte: sammenligning af modellerne med den bedste opløsning af de data, de skulle modellere. Dette involverede en sammenligning mellem de eksperimentelle data og modelforudsigelserne.

at gøre det kræver lidt finesse. Der er kun en kugleklynge og dermed kun et komplet datasæt. Modellen har nogle ukendte, der skal indstilles baseret på de eksperimentelle data, også. Så hvordan bruger du dataene til at konfigurere din model og stadig sammenligne resultaterne med dataene? I sidste ende brugte et team gravitationslinsedataene og lavenergidelen af Røntgenemissionsspektret til at fastsætte parametrene i deres model. De sammenlignede derefter modelens output med resten af dataene.

til sidst reproducerede modellen, der inkorporerede magnetfelterne, observationsdataene ret godt. Ikke perfekt, og på nogle måder dårligt, men det var bedre end tidligere arbejde. Alligevel var det ikke indlysende, at dette fik os overalt, da den kollisionshastighed, den forudsagde, stadig syntes ret høj (omkring 2.800 km/s til 2.900 km/s). Der var dog en vigtig forskel: for at reproducere kollisionen måtte hovedklyngen være større end forudsagt af den foregående model.

med kollisionens fysik tilsyneladende gengivet, vendte forskerne tilbage til kollisionshastigheden. I deres model var kollisionshastigheden stadig en massiv 2.800 km / s, hvilket ikke er så forskelligt fra de værdier, der blev opnået af tidligere forskere. Men de hævdede, at denne hastighed er OK. Hvad er forskellen?

forskellen er i massen af den større klynge. Den nye model forudsagde en masse, der er tre gange større end tidligere antaget. Det giver en ekstra gravitationsattraktion, da den trækker den lille ind, hvilket fremskynder virkningen. Re-running modeller af klynger ved hjælp af en meget større model univers og med mange flere galakse klynger, forskere var i stand til at se, at klynger af denne masse ikke var så ualmindeligt, og der var masser af kollisioner, der så Bullet-klynge-lignende.

vigtigst for de større klynger var kollisionshastighederne større. Kugleklyngen er stadig lidt over gennemsnittet. Hvad betyder det? Det betyder, at Kugleklyngekollisionen stadig er usædvanlig, men kun i en-i-hundrede forstand og ikke i den en-i-100 millioner forstand, der er angivet ved den tidligste forskning.

er historien helt løst? Sikkert ikke. Jeg er sikker på, at den reviderede model stadig vil have brug for mere kontrol, men Kugleklyngen—og videnskaben generelt—er en langsomt bevægende historie. De originale Bullet Cluster-observationer blev annonceret for omkring ti år siden; den reviderede model er kun to år gammel. Og dette afspejler simpelthen videnskabens natur. For det meste handler det om at svede de små ting, fordi det er den eneste måde at forstå de store ting på. Det er en selvkorrigerende proces. Det genererer modeller, som du ved er forkerte og sætter dem derude for at se, hvor forkert de virkelig er.

videnskab er kort sagt at lege med fiasko og elske det.