Page 4 ( Last level.)

Referat fra medlemsmøte om Satelitten Planck og Kosmologi
torsdag 10/9 1998 i peisestuen på Astrofysisk Institutt.

Møtet ble åpnet av eks. formann Hillestad kl.19.10.

Denne gang hadde vi gleden av å presentere min "gamle" lærer i kosmologi Professor Per B. Lilje.
Han åpnet med å orientere om den fremtidige europeiske romsonden Planck og vi håper at Norge også vil få delta. Romsonden har sitt navn etter den kjente tyske fysikeren Max Planck som ved århundre skiftet viste at fotoners energi følger den nå kjente formelen E = h * f.
Han forklarte videre om sort legeme og dets særegne spektrum og viste et målt spektrum fra romsonden COBE fra alle retninger i rommet.( Bakgrunn strålingen som vi alle gjettet.) Den var så å si lik den kurven man får fra Planck's ligning med en temperatur på -270g C ( 3K ) og denne stålingen ble sluppet ut mot oss da universet bare var 300 000 år gammelt.
Han fortalte videre om den første oppdagelse av bakgrunnstrålingen som ble gjort av Arno Penzias og Robert Wilson ved Bell Telephone Labratory, New Jersy, U.S.A. i 1965. De studerte satelittkommunikasjon og snublet over denne "støyen" som de ikke kunne bli kvitt eller forklare.
I motsetning til andre som også hadde fått inn den samme støyen brydde de seg om å få en forklaring på denne, og dermed greide de å luke ut alt til de stod igjenn med at dette var stråling fra alle kanter av universet. De publiserte oppdagelsen sin i en meget kort artikkel i tidskriftet Astrophysical Journal samtidig med at noen fra "The Princeton Group" forklarte fenomenet i samme tidskrift noen sider foran. ( The Princeton Group bestod bl.a. av P.J.E. Peebles, R.H. Dicke, P.G Roll og D.T.Wilkinson.)
For dette fikk Penzias og Wilson Nobelsprisen mens de som kunne forklare strålingen ikke fikk den !

Man hadde tidligere en omdiskutert modell av universet fra 1930 årene som støttet observasjonene av fjerne galaksers bevegelse fra oss og hverandre, den såkalte Big Bang modellen ( Som bl.a. den belgiske munken Abbe' Lemaitre hadde bidratt med å lage.)

Oppdagelsen av bakgrunnstrålingen støttet fult ut Big Bang modellen og nærmest vraket den andre store modellen ( Steady State ( Fred Hoyle )). Dagens Big Bang modell har sitt opphav fra Gamow ( 1950 ) og var også meget omdiskutabel.
Foredragsholder gikk videre med å forklare egenskapene for denne Big Bang modellen som forløp noenlunde slik :

Dynamikk : Universets adlyder den generelle relativitetsteori.
Geometri : Universet må være homogent på stor skala angående massefordeling.
Alle vet at det ikke er tilfelde på liten skala, men på stor skala ( Hundre vis av milioner lysår ) blir massetetheten i universet 1 kg. på 400 000 km i 3. potens. ( Månens avstand er 384 000 km. )
Med sin nye generelle relativitetsteori fra 1915 fikk aldrig Einstein til en statisk universmodell.
Resultatet ble alltid at universet enten ekspanderer eller faller sammen helt analogt med et legme i jordens tyngdefelt som enten beveger seg oppover eller faller nedover. Han innførte derfor den berømte kosmologiske konstant for å få et statisk univers, noe som han senere så på som sitt største feiltrinn.
Hubble oppdaget nemlig senere ( 1922 ) at galaksene beveget seg fra hverandre med økende hastighet jo lenger avstanden mellom dem er og oppfylte derfor den generelle relativitetsteorien uten et slikt empirisk ledd.
Universet må tidligere ha vært i en meget varm og tett tilstand. Enda tidligere var det så varmt at all materie må ha vært i form som stråling ( Planck stråling ).
En konsekvens av universets utvidelse er at bølgelengden på strålingen strekkes ut. Den bakgrunnstrålingen vi observerer i dag ( 3 grader Kelvin ) har sin opprinnelse ved ca. 3000 grader da universet var bare ca. 300 000 år gammelt.

Foredrags holder stilte så spørsmølet om hva som ligger i Hubbles lov at hastigheten til en galakse fra en annen galakse er v = H * r.
[ Som så mange andre kosmologer jeg har hørt på hadde også foredragsholder glemt sin gamle balong som viser hvordan alle galakser bevege seg fra hverandre i overflaten ved opplåsning og måtte derfor ty til den klassiske rosinbolledeigen som hever seg og hvor da alle rosinene ( galaksene ) beveger seg fra hverandre med økende hastighet med økende avstand. ( Mon tro om de fleste kosmologer har en slik balong hjemme ? Rosinbolledeigen er grei nok, fordi den kan man bare ikke ta med seg. ) ]
O.K. Et viktig poeng er altså :
Man må absolutt ikke tro at det er noe ekspansjonssenter som alle galaksene beveger seg fra...
v = H * r skal ses pås som rosinbolledeig loven. Eks. Hvis man har 3 galakser ( rosiner ) i en trekant, da er forholdene mellom 2 vilkårlige sider i trekanten konstant hele tiden under ekspansjonen ( hevingen ). I en uendelig stor bolledeig som hever seg spiller det ikke noen rolle fra hvilken rosin man observerer de andre rosinene. Det ville ha sett helt likt ut, de andre rosinene beveger seg fra en med økende hastighet med økende avstand. ( I en bolledeig ville man jo ikke se noen ting som helst, men det er jo en annen sak. )

Foredragsholder viste dog et bilde av en balong med galakser pålimt som følger Hubbles' lov angående avstander i balongens overflate ved oppblåsning.

Det er ikke Hubbles lov som kjennetegner Big Bang modellen fordi en kan ha andre modeller som oppfyller Hubbles lov som f.eks. Steady State teorien som gir et uforanderlig ekspanderende univers hvor materie dannes kontinuerlig.

Big Bang kjennetegnes ved bakgrunnstrålingen som viser at universet har vært svært varmt og tett. En suppe av stråling og elementærpartikler helt forskjellog fra hvordan universet ser ut i dag.
Noen egenskaper ved bakgrunnstrålingen er at den domineres i mm bølgelengdeområdet og fyller opp hele universet med ca. 400 fotoner pr. kubikk sentimeter. Den kan fås inn som snø på TVen ( Faktis et par prosent av snøen på TV er fra bakgrunnstrålingen. )

Man måler denne strålingen med like stor styrke fra alle retninger, men helt nøyaktig lik kan den ikke være i følge teoretikere. Fordi når vi observerer bakgrunnstarålingen, da observerer vi bakover i tid ( Det gjør man egentlig alltid uansett hva man ser på ). Vi ser universet når det var ca. 300 000 år gammelt.

For å få dagens lokale masseansamlinger ( galakser, galaksehoperhoper ), da må universet også ha vært "ugjevnt" i tidligere tider. Derfor bør man kunne observere temperatur forskjeller i forskjellige retninger på himmelen.
Det greide man ikke før COBE satelitten avslørte temperaturvariasjoner på ca. 1/100 000 K fra sted til sted.
Det ligger faktisk veldig mye informasjon om universet som helhet i denne stedstemperatur variasjonen.
Dog hadde COBE satelitten dårlig oppløsnig, så det er ønskelig å observere "bakgrunnsveggen" med høy oppløsning.

Foreleser viste sin plansje over universets historie med tiden fra venstre i brøkdeler av et sekund til høgre ( universet i dag. ) med tidskala på milliarder av år.
Går vi til venstre på plansjen til alder under 1 sekund da er det bare protoner, nøtroner, elektroner og deres antipartikler. Går vi enda lenger til venstre ( et brøkdel av et sekund etter Big Bang ) er det bare elementærpartikler ( kvarker, leptoner.). Gamma stråling er der hele tiden opgså.

(Generell relativitetsteori virker dårlig på universet når det er yngre enn ca. 10 i -43 sekund og da gjelder heller ikke Big Bang modellen lenger ( eller skal vi si tidligere ). Nå er det kvantemekaniske fenomener som dominerer og vi må også ha en kvantebeskrivelse av tyngdekraften, og det har vi ikke ennå.
( Epoken fra 10 i -43 til -35 kalles for GUT epoken, og fra -35 til -33 Inflasjons epoken som foredragsholder ikke hadde tid til å fortelle så mye om. )

Big Bang teorien forklarer altså ikke hvorfor universet ekspanderer men bare hvordan.

I løpet av det de første sekunder forenes partikler og antipartikler og danner gammastråling.

Utrolig nok var det ørlite flere partikler enn antipartikler slik at det ble noen til overs for å danne den spede materie i universet ( oss, galaxehoper etc..)

De neste 3 minuttene er meget spennende da vi får dannet atomkjerner fra de frie protoner og nøytroner og ved alder 3 minutt har vi et univers bestående av protoner,elektroner, Helium kjerner og gammastråling.

Vi kommer nå inn i en rolig periode på 300 000 år hvor universet utvider seg og avkjøles, og ved en temperatur på ca. 3000 K da skjer det noe spennende. Da binner elektronene seg raskt til atomkjernene og danner atomer og da kan også lys gå i lange strekninger uten å bli spredt av frie elektroner ( som kalles for den siste spredingflaten ). Universet er blitt gjennomsiktelig og strålingen kommer til oss som bakgrunnstråling.

Vi kan altså ikke med noe instrument se lenger ut enn til denne tåkete spredningsflaten. Alle galakser ( hoper ) vi kan se ligger altså innenfor dette kuleskall med oss i sentrum. ( Snakker om å føle seg i sentrum, men det er vi ikke. Enhver annen observatør i universet vil se det samme på stor skala. )

Med gode nok instrumenter kan vi studere universet til forskjellige tider og ser vi på galakser f.eks.5 milliarder lysår borte dvs. universet er 5 milliarder år yngre, ser vi at universet var andrledes. Galaksene er forskjellige fra de galaksene som ligger nærmere oss. Galaksene langt borte er blåere fordi de inneholder flere blåe nydannete stjerner. Slike blå galakser ser vi ikke i nærheten (" dvs. i dag "). Når universet var enda yngre for ( 5 -10 millarder år siden ) var der ved siden av de små blå galaksene mange kvasarer. Vi observere dem selvfølgelig på meget store avstand. Enda leger ute "ser" vi universets mørke tidsalder da galaksene ikke var dannet. ( Dagens store teleskop er altså enorme enveis tidsmaskiner..) At bølgelengden på den observerte bakgrunnstrålingen tilsvarer 3K og har sin opprinnelse ved ca. 3000K kommer av at universet har ekspandert til ca. 1000 ganger større mens lyset vandret gjennom rommet. Alle avstander inklusivt bølgelengden på lys er blitt 1000 ganger større.

Foredragsholder startet nå med å forklare opprinnelsen til universets strukturer ( galaksehoper ) som forløp noenlunde slik :

For å få masseklumper i universet, må det i utgangspunktet ha vært små forstyrrelser i gassen.

Den beste ( mest populære ) teori er at vi hadde en Inflasjonsperioden ( 10 i -35 til 10 i -33 sekund. ) da universet ekspanderte med en faktor på kanskje 10 i 30 ( Fra kvantemekanikken har vi på små skala kvantefluktuasjoner som gjør at elementærpartiklene ikke er nøyaktig homogent fordelt i rommet ). Da ble også de små forstyrrelser som hadde sin årsak i kvantefluktuasjoner blåst opp med samme faktor.
Vi har dermed fått tetthets ugjenvheter i gassen i alle størrelsesordner. Der det er tettere virker tyngdekraften slik at det trekkes mer og mer materie til. Gassen faller inn med en hastighet og vi får en doppler forskyvning av strålingen fra den innfallende gassen. Der det er tettere er det også litt varmere.

Når vi får instrumenter som greier å oppløse disse detaljer, kan man bl.a. bestemme Hubbles konstant ( parameter ), Einsteins kosmologiske konstant og vi vil sikkert oppdage mange nye ting.

( COBE satelitten hadde ikke så god oppløsning, men påviste temperatur variasjoner. )

På grunn av lokal bevegelse til den lokale galaksegruppe som melkeveien tilhører, er bakgrunnstrålingen markant forskjellig fra et sted på himmelen til et annet ( Doppler.), men tar man hensyn til dette og også trekker fra strålingen fra melkeveien får man en bakgrunns himmel med temperatur variasjoner på ca. 1/100 000 K.

Som nevnt hadde COBE satelitten dårlig oppløning og man forventer å finne mye finere strukturer med den nye Planck satelitten. Det er nemlig i denne fine strukturen ( Hvor sterke og store flekkene er. ) man forventer å finne sikrere informasjon om universets tetthet, ekspansjon og kanskje om selve inflasjonsforløpet.

Foredragsholder viste så en teknisk plansje av selve Planck satelitten ( Som vi alle sikkert kommer til å se mer av ). Den skal ha et 1.5m speil som skal bygges i Danmark. Speilet reflekterer strålingen inn i selve sonden hvor alle måleinstrumentene er. Måleområdet skal være fra ca. 30 GHz - 850 GHz. Sonde beregnes operativ år 2007 - 2009 og vil ligge i øvre Lagrangepunkt L2 ( Utsiden av Jorda fra solen ). Man vil være i stand til å skille ut stråling fra gass i galaksehoper, stråling fra gass og støv i melkeveien og få et klart bilde av selve spredningsflaten som bakgrunnstrålingen kommer fra.

Følgende parametre regner man med å få bestemt med en usikkerhet på bare noen få prosent :

Hubblekonstanten, tetthetsparametre, tetthet av mørk matereie og hva den er. Den kosmologiske konstante hvis den er der, ( Kan nå beregne universets alder.), var der en inflasjonsepoke og kan Planck bli det endelige kosmologi eksperiment ?
Etter dette glimrende foredrag fikk han som fortjent en flaske vin i gave.


Se også nyere artikkel."


Fordragsholder avsluttet så med en spørsmålsrunde før pause.

Etter pausen orienterte Granslo om hva man kan se på stjernehimmelen i det nærmeste.

Odd Trondal (referent).