Referat fra møte i TAF og AAF 17. november 2003

Det var 28 personer tilstede på møtet. Foredraget ble holdt av Ole Petter Dybvik (TAF) og hadde tittelen Kosmologi etter WMAP.

Før foredraget ønsket Terje Bjerkgård velkommen og fortalte om de svært kraftige soleksplosjonene nylig som gav mye fint nordlys til glede for mange TAF medlemmer og måneformørkelsen. Tom Reidar Henriksen hadde samlet inn medlemmenes bilder av måneformørkelsen og Saturn, og viste disse for en imponert forsamling. Noen flotte bilder av måneformørkelsen fra medlemmer av Norsk Astronomiske Selskap ble også vist.

Etter foredraget var det som vanlig bevertning og sosialt samvær. Birger Andresen informerte til slutt om stjerneskuddsvermen Leonidene, som i år neppe kommer til å gi vesentlig aktivitet her i Norge, samt ba om hjelp i forbindelse med et besøk på observatoriet fra en klasse ved Bratsberg barneskole i neste uke dersom det blir bra vær.

Foredrag – Kosmologi etter WMAP

Introduksjon

De store spørsmålene innen vitenskapen grenser nesten til religion. Hvem er vi? Hvor kommer vi fra? osv. Med kosmologi kan man bare komme et stykke.

Universet består av lys materie (stjerner, galakser) og mørk materie. De ytre deler av galaksene roterer for raskt til at det kan finnes bare synlig materie.

Galakser klumper seg sammen i galaksehoper, f.eks. vår egen lokale gruppe m/Andromedagalaksen. Vi finner også superhoper, f.eks. Virgohopen som vi er medlem av.

Hva er egentlig mørk materie? Er det hvite dverger? Brune dverger? Planeter? Sorte hull? Alt dette gir et lite bidrag til massen, men ikke nok til å gjøre regnskap for alt som bør finnes der.

Hva med rare partikler, da? Er det mørk materie? Nøytrinoer, f.eks.? Det stråler1015 nøytrinoer pr. m2 pr. sekund fra Sola. Man må ha et blylag på et lysår tykkelse for å med sikkerhet kunne stoppe ett enkelt nøytrino.

Rødforskyvning: når rommet utvider seg, strekkes bølgene ut. Blått lys blir rødere. Den ble observert av Edwin Hubble i 1929 og kunne tolkes som om at galaksene beveger seg bort fra oss. Det har blitt gjort analogier til en bolledeig som hever seg, og hvor rosinene er galaksene.

Vitenskapen prøver å tenke bakover. Universet må ha vært varmere før. Tettheten må ha vært høyere. Alt må ha vært samlet i ett punkt, av dette har vi big bang teorien.

Hva med framtiden? Hvor raskt utvider universet seg nå? Hvor mye energi, og hva slags energi fins det i universet? Hubbles konstant bestemmer utvidelseshastigheten.

Har vi virkelig akselererende ekspansjon? Studier av fjerne supernovaer tyder på akselerasjon. Dette kan bare forklares hvis det er energi i selve vakuumet.

Kosmologisk bakgrunnstråling

Den såkalte bakgrunnsstrålingen kommer fra det unge universet og skulle teoretisk sett være der. Det tidlige univers bestod av protoner, heliumkjerner og elektroner. Tettheten var så høy at atomer ikke kunne dannes. Elektronene var frie. Elektromagnetisk stråling, deriblant lys, kan ikke reise fritt i et slikt plasma. Derfor var det et mørkt univers (dark ages). Knapt 400.000 år etter Big Bang ble energitettheten lav nok til at atomer kunne dannes. Da kunne strålingen reise fritt. Mye av strålingen startet som infrarød stråling som nå er synlig som mikrobølger.

Hvordan måle bakgrunnsstrålingen? Tilfeldigvis var det Wilson og Penzias som fikk inn et merkelig signal på ei kommunikasjonsantenne. Uansett hva de gjorde var dette bakgrunnssignalet der. Denne tilfeldigheten ble en viktig milepæl for bakgrunnsstrålingen og Big Bang teorien. Men bedre observasjoner burde avdekke ujevnheter i bakgrunnsstrålingen siden materien ikke var jevnt fordelt. Gravitasjon vil gjøre at klumper vokser, og stråling som starter i en klump vil miste energi og bli rødforskjøvet litt ekstra. Ujevnhetene vil gi et bilde av materiefordelingen like etter Big Bang. En sammenligning av materiefordelingen da og nå vil fortelle oss mye om hva universet består av.

COBE var den første satellitten som karta bakgrunnsstrålingen i 1992. Den fant de ujevnhetene man var på jakt etter.

WMAP ble skutt opp i 2001 og inneholdt bedre teknologi enn COBE. Dette gav et mye skarpere bilde. Resultater fra WMAP forteller oss at universet er "flatt" og har en alder på 13,7 milliarder år. Det ble også vist at ekspansjonen aksellererer. Hubbles konstant ble også beregnet med mye større nøyaktighet. Det første anslaget i 1929 var på 464 (Hubble). Fra 60- til 90-tallet var anslaget mellom 50 og 100 avhengig av hvilke metoder man brukte for å anslå avstanden til galaksene. På 90-tallet hadde man blitt enig om en verdi på ca. 70. Data fra WMAP anslo den til 71 +/- 4.

I det totale energiregnskapet for universet har vi at vanlig observerbar materie utgjør 4%, all materie (inkl. mørk materie) utgjør 30% mens all energi utgjør 100%. Hva er de manglende 70% av all energien? Vakuumenergi?

Er vi på villspor? Man har brukt flere ulike antagelser om fysikk og observasjonsteknikk, men alle gir samme resultat. Einstein kan inkludere vakuumenergi uten problemer, og kvanteteori forutsier den. Dessverre er beregningen vanskelig, og et første naivt anslag ble faktisk hele 10120 for stort…

Fremtiden

Vi har også andre typer bakgrunnstråling som f.eks. nøytrinoer fra det første sekundet etter Big Bang, samt gravitasjonsbølger fra 10-35 sekund. Vi vil kunne gjøre bedre observasjoner av bakgrunnstrålingen vha. fremtidige satellitter som er planlagt, bl.a. Planck i 2007. Andre prosjekter skal studere supernovaer (SNAP), storskala studier (SDSS), mørk materie (CARRACK, DAMA,…) og de første galaksene (JWST).

Man har også forsøkt å lage et gravitasjonsbølgekamera vha. to lange rør der det ene vil bli litt kortere dersom en bølge kommer. Men dette er dessverre også veldig følsomt for naturlige bevegelser (jordskjelv, bølger, lastebiler, trehogst).

LHC – verdens største partikkelaksellerator – skal være ferdig i 2007. Den må kjøles ned til et par Kelvin og trenger derfor fantastiske mengder flytende nitrogen. Man planlegger å stenge innfartsårene til byen en dag bare for å kjøre nitrogen fra en fabrikk like ved!

Et nøytrinokamera er blitt laget som et stort underjordisk vannbasseng. Et nøytrino reagerer en sjelden gang med et proton eller nøytron og lager et spor som kan detekteres av masse små kameraer som kontinuerlig overvåker bassenget. Man kan bare detektere elektron-nøytrino med dette systemet (det finnes også tau- og myon-nøytrinoer). Nøytrinoer kan forøvrig bytte type.

Uløste problemer

  • Vakuumenergi – hvorfor er den så liten? Evt. hvorfor finnes den?
  • Mørk materie, hva er det egentlig? Hvordan vekselvirker den? Kan vi observere eller detektere den?
  • Singulariteten ("starten" av Big Bang) – hva skjedde? Hvilke fysiske lover gjelder der?

Konklusjon

  • Big Bang modellen står trygt
  • Store tekniske utfordringer for måling og innhenting av data
  • Mye gode data vil komme i løpet av de 10 neste årene.

_________________________

Tom Reidar Henriksen, referent.