Generelt
Foredraget startet denne gang kl. 18:00 på grunn av tilreisende foredragsholder. Det var 38 personer til stede. Terje Bjerkgård var møteleder. Han ønsket velkommen og satte i gang foredraget så fort som mulig fordi vi ville bruke mest mulig tid på foredraget av Professor Øyvind Grøn. En del faste poster på programmet ble derfor droppet denne gang.

Nye medlemmer/møtedeltakere
Presentasjon av nye møtedeltakere ble droppet denne gang siden vi ville bruke all tid til foredraget. Det var to personer som var på sitt første TAF-møte denne gang.

Opplevelser siden siste møte
Dette punktet ble droppet denne gang.

Meddelelser
Dette punktet ble droppet denne gang.

Annet
Etter foredraget var det sosialt samvær med servering av kaffe og innkjøpte kaker, samt livlig diskusjon.

Rødforskyvning
Professor Grøn startet med å fortelle om dopplereffekten som gir høyere frekvens for lyd når objektet som sender ut lyden, beveger seg mot oss enn når det fjerner seg fra oss. På samme måte rødforskyves lys som sendes ut fra fjerne galakser som fjerner seg fra oss. En ekspansjonshastighet på 60 000 km/s tilsvarer en avstand på ca. 2.5 milliarder lysår. I kosmologisk sammenheng er det imidlertid ikke korrekt å oppfatte frekvensforskyvningen til lyset bare som en dopplereffekt. For når lyset beveger seg mot oss faller det nedover i gravitasjonsfeltet som den kosmiske massen forårsaker, og får en blåforskyvning. Dette kalles den gravitasjonelle frekvensforskyvningen.

Den generelle tolkningen av den observerte kosmiske rødforskyvningen er at det er en ekspansjonseffekt. Universets ekspansjon innebærer at rommet utvider seg, og dermed strekkes lysbølgene når lyset er på vei fra et fjernt objekt til oss. Både rødforskyvningen på grunn av dopplereffekten og blåforskyvningen på grunn av gravitasjonsvirkningen er innbakt i ekspansjonseffekten.

Hvis vi har en kraftig standard lyskilde kan vi bestemme avstanden via "inverse square lov", som er en enkel geometrisk betraktning av hvordan arealet av en kule øker med avstanden fra sentrum. Lysstyrken svekkes med avstanden like mye som arealet av en kule øker. Supernovaer av type Ia er en slik kilde. Dette er dvergstjerner som stjeler masse fra en nabostjerne, og som derfor kommer over den kritiske massen for supernovaeksplosjon, kalt Chandrasekhars grense (= ca. 1.4 solmasser), på akkurat samme måte. Dette gjør at eksplosjonen er omtrent like sterk hver eneste gang. Lysstyrken blir derfor tilnærmet lik for alle supernovaer av type Ia.

Nære supernovaer av type Ia forteller oss om universet for ikke så lenge siden, og fjerne "sladrer" om forholdene for lenge, lenge siden. Man finner da at universets ekspansjon øker farten. Dette ble oppdaget i 1998. Hubble-parameteren er altså høyest for de nærmeste supernovaene, hvilket vanligvis tolkes som at ekspansjonshastigheten er større nå enn den var tidligere.

Geometri
Flatt univers ble illustrert ved at summen av vinklene i en trekant er 180 grader på et flatt to-dimensjonalt ark. Dette tilsvarer at to parallelle lysstråler forblir parallelle uansett hvor langt utover de går. På en kuleflate er summen av vinklene i en trekant større enn 180 grader. Denne analogien tilsvarer et positivt krummet univers. Her vil de parallelle lysstrålene etter hvert treffe hverandre. På en sadelflate er summen mindre enn 180. Dette er analogien for et negativt krummet univers. Da vil de parallelle lysstrålene etter hvert fjerne seg mer og mer fra hverandre. Et flatt univers sies å ha kritisk massetetthet. I et univers uten vakuumenergi betyr det at universet inneholder akkurat nok materie til at ekspansjonen stanser etter uendelig lang tid, men ikke snus til en sammentrekning igjen. Et positivt krummet univers inneholder mer enn kritisk masse, og vil etter hvert snu ekspansjonen til en kontraksjon dersom det ikke inneholder vakuumenergi. Et negativt krummet univers har så liten massetetthet at ekspansjonen aldri slutter. Målinger tyder på at universet er flatt. I et univers med vakuumenergi som forårsaker frastøtende gravitasjon, kan ekspansjonen fortsette i det uendelige selv om den samlete tettheten av all masse og energi er større enn den kritiske tettheten.

Vakuumenergi
De første 6 - 7 milliarder årene etter Big Bang bremset materiens tiltrekkende gravitasjon ned ekspansjonsfarten (den fjerneste supernovaen av type Ia ligger i en epoke hvor det var nedbremsing), men deretter har ekspansjonsfarten økt (de aller fleste supernovaer av type Ia eksploderte i denne senere perioden). Dette forklares med såkalt vakuumenergi som i følge relativitetsteorien skaper frastøtende gravitasjon. Denne forklares ved at "tomrom" ifølge kvanteteorien har en form for energi.

Man mener nå at vakuumenergien var fullstendig dominerende i det aller første øyeblikk av universets historie og at Big Bang var en eksplosjon forårsaket av vakuumenergi. Dette førte til universets inflasjon, en plutselig og enorm ekspansjon av universet der rommet flatet ut. Man vet ikke helt når inflasjonen startet (en gjetning er Plancktiden, ca. 10^-43s etter Big Bang), men man vet at den sluttet ca. 10^-33s etter Big Bang. Da gikk nesten all vakuumenergien over til baryonisk masse, dvs. masse som består av protoner og nøytroner. I tillegg eksisterte elektroner som nøytraliserte den positive ladningen til protonene. En merkelig egenskap ved vakuumenergi er at den ikke fortynnes slik stråling og materie gjør det når universet utvider seg. Så den lille tettheten av vakuumenergi som var igjen etter inflasjonsperioden, holdt seg konstant under den senere utviklingen av universet.

Vakuumenergiens tetthet avtok ikke i takt med at universet utvidet seg. Snarere tvert om, er det slik at ny vakuumenergi ble skapt i takt med at universet utvidet seg. Dette har sammenheng med at vakuumenergien har negativt trykk, den er i en tilstand av strekk. Tettheten til vanlig og mørk materie, avtok derimot med utvidelsen av universet. Vakuumenergiens "antigravitasjon" ser ut til å ha "tatt igjen" virkningen av materiens tiltrekkende gravitasjon for ca. 7-8 milliarder år siden. Da gikk universets ekspansjonshastighet fra å avta til å øke.

Universets energi
Man mener nå at universets totale energi er fordelt slik: 70% er mørk energi, 25% er mørk materie, 4% er fritt H & He, 0.5% er stjerner (lysende materie), 0.47% er nøytrinoer (joda, det ble bevist for noen år siden at de har masse), 0.03% er andre elementer enn H og He og 0.008% er stråling.

Mørk materie er materie som gir vanlig, tiltrekkende gravitasjon, men som ikke vekselvirker med elektromagnetiske krefter. Dermed kan den ikke sende ut stråling. Nylig fikk man det som trolig er det første direkte beviset for at mørk materie eksisterer. Dette fikk man ved å måle den romlige fordelingen av vanlig materie og mørk materie i et område hvor to galakser har kollidert. Den mørke materien er samlet i utkanten av galaksene fordi denne har passert gjennom galaksene uten å ha blitt bremset av elektromagnetiske vekslevirkninger, mens vanlig baryonisk materie er samlet nærmere sentrum fordi denne materien blir bremset opp av elektromagnetiske krefter.

Grunnpostulatet om at universet er homogent på stor skala
De aller fleste teorier om kosmologi bygger på at universet er homogent på stor skala. I praksis må vi opp i en avstand på ca. 1 milliard lysår før universet blir homogent.

Hva skjer dersom universet er inhomogent? Kanskje vi befinner oss i sentrum av et inhomogent univers der det er litt større ekspansjonshastighet her hos oss enn lengre ut. Professor Grøn og hans kolleger har regnet på denne muligheten, og de har funnet at dette faktisk kan forklare observasjonene uten å måtte innføre noen vakuumenergi, men kun ved å ha et univers med støv. Men så spørs det om det er like søkt å anta at vår galakse ligger i sentrum at universet som det i sin tid var å tro at Jorda var i sentrum av solsystemet?

Høydepunkter fra diskusjonen etter foredraget
Det var veldig mange spørsmål både underveis i foredraget og etterpå. Dette foredraget var altså en kjempesuksess. Fra spørsmålene nevnes:

• Stjernedannelsen startet trolig ca. 500 millioner år etter Big Bang, og den hadde trolig et maksimum ca. 2 milliarder år etter Big Bang.
• Vi fikk en kort innføring i Minkowski-diagram inklusivt "privat" og "kosmisk" tid for å begrunne at Big Bang både kan betraktes som en punkthendelse og som en hendelse som skjedde overalt i universet, alt etter om man bruker den ene eller andre av de to "tidsbegrepene".
• Støv (i universet) er per definisjon lik gass uten trykk (i praksis 75% H og 25% He).
• Hva er mørk energi? Ja, det vet vi ikke.

___________________________