Planck-vorspiel

Torsdag 21 mars vil observasjoner fra Planck-satellitten offentliggjøres. Her kan du lese om bakgrunnshistorien og lære mer om hvorfor astronomer verden over venter i spenning på Planck.

Fremstilling av Planck-satellitten. Bilde: ESA - C. Carreau

Del 1. Tidsmaskinen til Big Bang

Planck har observert den kosmiske bakgrunnsstrålingen i mye større detalj enn det som er gjort tidligere. Observasjonene gir oss et portrett av universet slik det så ut på babystadiet. Resultatene som vil presenteres forventes å bli en hovedreferanse for vår viten om universet i flere år framover.

– Hvor mye mørk materie er det i universet?

– Vel, i følge Planck…

– Hvor gammelt er universet?

– Planck forteller oss at…

– Er universet uendelig stort?

– Det vi vet fra Planck-observasjonene er at…

Og så videre. Ikke slik å forstå at Planck alene vil fortelle oss alt vi trenger å vite universet, men resultatene fra Planck vil kanskje utgjøre det viktigste enkelsettet med observasjoner når vi skal forsøke å forstå universet. 

Vil resultatene fra Planck gi oss et nytt syn på ingrediensene og historien til universet vårt? Kanskje. Hva som eventuelt dukker opp av overraskelser vet vi ikke før på torsdag. I det minste kan vi forvente å få en langt mer presis bestemmelse av viktige deler av universets innhold og tidsutvikling enn det vi har hatt tidligere.

Planck ble skutt opp i 2009, og siden da har hundrevis av kosmologer, flere av dem norske, analysert dataene som satellitten har sendt tilbake til jorda. Hva har de funnet ut?  Nå skal sløret trekkes vekk.  

For å varme opp til Planck-offentliggjøringen skal vi her gå gjennom bakgrunnen for Planck-satellitten. Hva er egentlig denne kosmiske bakgrunnsstrålingen som Planck har observert? Hvordan kan vi tolke observasjonene? Hva kan vi forvente å få ut av Planck? Følg med, og du vil bli et naturlige midtpunkt et hvert sted der nysgjerrige mennesker møtes i ukene som kommer.

Vi starter med en reise ut i verdensrommet og tilbake i tid.

Tidsmaskinteleskoper

Noe av det flotteste med å stirre utover i universet er å kunne se bakover i tid. Lyset bruker for eksempel rundt åtte minutter på å reise fra Sola til oss. Det betyr at når vi ser på Sola (ikke gjør det uten egnet beskyttelse!), ser vi noe som skjedde for åtte minutter siden. Vi ser altså åtte minutter tilbake i tid. Når vi ser på vår nærmeste nabostjerne, Proxima Centauri, ser vi omtrent fire år tilbake i tid. Og hvis du en mørk natt bruker ditt veltrente astronomiøye til å ane Andromedagalaksen som en svakt lysende ulldott i alt det mørke, da ser du 2,5 millioner år tilbake i tid.

Hubble Ultra Deep FieldHubble Ultra Deep Field. Klikk på bildet for større versjon. Bilde: HST - NASA/ESA

Andromedagalaksen er den lengste tidsreisen vi kan foreta med det blotte øyet. Skal vi se enda lenger tilbake i tid (altså, observere enda fjernere objekter), trenger vi tekniske hjelpemidler. Et godt teknisk hjelpemiddel kan for eksempel være Hubble-teleskopet, en buss-stor stjernekikkert som går i bane rundt jorda. Ved å stirre veldig lenge på det samme området på himmelen (teknikken tilsvarer det å bruke lang lukkertid på et fotoapparat under dårlige lysforhold) har Hubble-teleskopet klart å ta bilde av ekstremt lyssvake og fjerne objekter. 

Det fjerneste objektet på Hubble-bildet Ultra Deep Field er en galakse med rødforskyvning 11,9. Det betyr at universet har utvidet seg og blitt 12,9 ganger så stort siden lyset ble sendt ut fra galaksen. Lyset vi observerer ble sendt ut da universet antagelig var i underkant av 400 millioner år gammelt. Alderen på uiverset i dag er omtrent 14 milliarder år. Hvis vi sammenligner dagens univers med den 27 år gamle Petter Northug, tilsvarer dette å ta et bilde av Northug da han bare var ni måneder gammel!

Med Hubble-teleskopet kan vi altså se universet slik det så ut som et lite barn. Men hva hvis vi prøver å se på enda fjernere objekter, enda lenger tilbake i tid? Kan vi se helt tilbake til universets fødsel, selve big bang? Ikke med Hubble-teleskopet. Hvis vi prøver å stirre oss noe særlig lenger tilbake i tid enn i bildet over, er det rett og slett ingen galakser å observere. Det tok nemlig noen hundre millioner år etter big bang før de første lysende stjernene og galaksene ble dannet.

Mikrobølgene fra big bang

Men joda, det går faktisk an å se enda lengre tilbake. Ikke hvis vi ser etter synlig lys, men hvis vi bruker instrumenter som kan observere etter mikrobølger (elektromagnetiske bølger som er mye lengre enn bølgene i synlig lys). En god, gammel TV-antenne er et slikt instrument, og hvis du tar kikker på «snøstormen» mellom kanalene på en gammel TV vil faktisk rundt 1% av snøen skyldes mikrobølger som stammer fra universet var bare 380 000 år gammelt! Eller, i Petter Northug-analogien, ser vi, der midt i snøstormen, spor av en knudrete, liten rosin-Petter, bare seks og en halv time gammel.

Det elektromagnetiske spektrum.Det elektromagnetiske spektrum. Klikk på bildet for større versjon. Kilde: Wikipedia.


Dette er de eldste elektromagnetiske bølgene som det er mulig å se. Hvis vi stirrer rundt i universet med et mikrobølgeteleskop, vil denne strålingen fra spedbarnsuniverset møte oss som en ugjennomtrengelig vegg, uansett hvilken retning vi ser i. Strålingen kalles den kosmiske bakgrunnsstrålingen og er et portrett av universet vårt, 380 000 år gammelt. Dette portrettet er antagelig den observerbare størrelsen som kan fortelle oss aller mest om hvordan universet vårt er skrudd sammen. Det er denne kosmiske bakgrunnsstrålingen Planck-satellitten har observert, og det er resultatene fra disse observasjonene vi nå venter på. Men hvorfor bombarderes vi av mikrobølger fra universets barndom?

I begynnelsen var det varmt

Rett etter big bang var det varmt og tett, og siden har universet blitt stadig større og stadig kaldere. Det er en nær sammenheng mellom universets størrelse og temperatur, og denne sammenhengen er viktig for å forstå den kosmiske bakgrunnsstrålingen.

Verdensrommet er fullt av elektromagnetiske bølger (for eksempel lys), og når universet har utvidet seg, har også disse bølgene strukket seg og blitt lengre. Lange bølger har mindre energi enn korte bølger (det er derfor kortbølgede gammastråler er skumlere enn lange radiobølger), og når bølgene får lavere energi, faller temperaturen. Universet har utvidet seg i 14 milliarder år og har, med noen få unntak, blitt kaldere og kaldere hele tiden.

Når vi kikker stadig lenger tilbake i tid vil vi derfor se et stadig varmere univers. Da universet var 380 000 år gammelt, var temperaturen omlag 3000 Kelvin (drøyt 2700 grader C). Før dette var det enda varmere, så varmt at stabile atomer ikke kunne eksistere. Hvis for eksempel et proton og et elektron forsøkte seg på å gå sammen danne et nøytralt hydrogenatom, ville en kortbølget rakker av en lysbølge sporenstreks være på pletten og splitte opp elektronet og protonet. Universet før 380 000 år bestod derfor ikke av en gass av atomer, men var snarere en suppe av atomkjerner og elektroner. En slik suppe kalles et plasma, og et plasma oppfører seg ganske ulikt en vanlig gass.

Da urtåka lettet

Hvis du er en lysbølge med ambisjoner om å reise langt, er frie elektroner din verste fiende. Frie elektroner er noen kløppere i å fange opp lysbølger og sende dem ut igjen i andre retninger. Det unge, varme plasmauniverset, fylt av frie, spredningsvillige elektroner var derfor ugjennomsiktig tåketilstand der lysbølger ikke kom seg noen vei.

MikrobølgeovnI døra på en mikrobølgeovn finner du alltid et metallgitter. En metallgitter inneholder flust av frie elektektroner, akkurat som det tidlige universet. Elektronene absorberer mikrobølger, slik at du, uten å skade deg, kan stå med nesa helt inntil ovnen mens du iakttar popcornposens hoppende vekst. Bilde: Wikipedia.

Men så, etter 380 000 år hadde universets utvidelse gjort lysbølgene så slappe at de ikke lenger var i stand til å rive i filler hydrogenatomer. De frie elektronene slo seg sammen med atomkjerner. Og i løpet av et – på kosmisk skala – lite øyeblikk, var universet blitt gjennomsiktig.

Lysbølger, eller fotoner, som før hadde kræsjet fram og tilbake mellom frie elektroner kunne plutselig reise uhindret av sted gjennom rommet i den retningen de tilfeldigvis ble sendt ut fra det siste frie elektronet de var i kontakt med. Mange av disse fotonene har reist uhindret gjennom rommet i 14 milliarder år. Og så, etter 14 milliarder år, har noen fotoner tilfeldigvis truffet detektorene i Planck-satellitten. Der har energien de kom med og retningen de kom i fra blitt lagret og sendt tilbake til Jorda.

Det er disse langveisfarerende bølgene som utgjør den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Siden den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble dannet har universet utvidet seg og blitt mer enn 1000 ganger større, og det som en gang var bølger som var i nærheten av den synlige delen har strukket seg og blitt til 1000 ganger lengre mikrobølger.

Til sammen danner mikrobølgene et bilde av hvordan universet så ut, bare 380 000 år etter Big Bang.

Hva bildet forteller oss

Mikrobølgene fra babyuniverset ble observert allerede i 1964. De har siden blitt studert med større og større nøyaktighet, og gitt oss stadig ny lærdom om universets historie og sammensetning. Med Planck-satellitten vil portrettet av babyuniverset framstå i en helt ny detaljrikdom, og med de nye detaljene vil forhåpentligvis også vår forståelse av universet rykke et godt steg videre.

Del 2 - Historien om den kosmiske bakgrunnssstrålingen og det store smellet

I del 1 så vi hvordan Planck-satellitten kan observere den kosmiske bakgrunnsstrålingen, et mikrobølgebilde fra da universet bare var 380 000 år gammelt. Nå skal vi se på hvilken betydning denne mikrobølgestrålingen har hatt for vår forståelse av kosmos fram til i dag.

Big Bang

I dag mener så godt som alle seriøse kosmologer at universet startet med et Big Bang. I grove trekk sier big bang modellen at universet en gang var veldig tett og varmt, og at det siden har utvidet seg og blitt stadig kaldere og mindre tett. Men det skulle gå flere tiår fra big bang-modellen ble lansert for alvor på 1920-tallet til den feide konkurrerende modeller til tide for godt på 1990-tallet.

Den moderne teoretiske versjonen av Big Bang-modellen sies å ha oppstått i 1922 ved en artikkel av den russiske fysikeren og matematikeren Alexander Friedmann. Seks år tidligere, i 1916, hadde Albert Einstein publisert sin generelle relativitetsteori som forklarte graitasjonskrefter som en effekt av krumninger i tid og rom. Friedmann viste at denne teorien hadde løsninger som kunne ekspandere og trekke seg sammen. Imidlertid var ikke Friedmann selv veldig opptatt av de fysiske tolkningene av ligningene sine. Det var den belgiske presten og fysikeren Georges Lemaïtre som noen år senere skulle bli den første til å publisere en ekspanderende løsning av Einsteins ligninger som en realistisk modell for universet. Slik sett er det Lemaïtre som kan regnes som Big Bang-modellens teoretiske far. Lemaïtres arbeid ble imidlertid publisert i et ikke altfor godt lest belgisk tidsskrift, og fikk da heller ikke stor oppmerksomhet da det dukket opp.

Observasjonene som skulle bane veien for Big Bang-modellen ble gjort av Edwin Hubble og medhjelpere i løpet av 1920-tallet. Hubble observerte avstand og hastighet vekk fra oss for en mengde galakser, og fant en systematikk i observasjonene: Jo større avstand til galaksen, jo raskere beveger den seg vekk. Observasjonene ble oppsummert i det som har blitt hetende Hubbles lov: Hastigheten en galakse beveger seg vekk fra oss med er proporsjonal med avstanden til galaksen. Strengt tatt hadde astronomen Vesto Slipher observert denne tendensen allerede i 1917, men det var først med Hubble at observasjonene ble gode nok til at en systematisk lov kunne bli laget.

Hubble selv var forsiktig med å tillegge observasjonene sine fysiske tolkninger, men Lemaïtre forstod at Hubbles observasjoner var i full overensstemmelse med hans modell av et ekspanderende univers. Ved hjelp av den anerkjente britiske astronomen Arthur Eddington fikk Lemaïtre artikkelen sin oversatt og publisert i et større tidsskrift, og på den måten ble sammenhengen mellom Hubbles observasjoner og Lemaïtres big bang-modell for universet kjent.  

Og siden den gang har vi visst at universet startet med et Big Bang? Langt i fra! Vinnerne skriver historien, og i harelabboppsummeringer av kosmologiens suksessrike framtog er det fristende å overse at Big Bang-modellen var under press helt fram til 1990-tallet.  

Hovedmotstanderne til Big Bang var forkjemperne for en steady state-modell av universet. Dette er en modell der universet alltid har eksistert. Steady-staterne aksepterte at galaksene beveger seg vekk fra hverandre, men mente at ny materie hele tiden oppstår mellom galaksene. Slik vil nye galakser dannes kontinuerlig i et univers som alltid har, og alltid vil, utvide seg, men som alltid ser likt ut. Fysikere er glade i symmetrier, og et steady state-univers der universet alltid har sett likt ut har unektelig noe estetisk appellerende ved seg. Steady-staterne kunne ikke forklare hvordan ny materie hele tiden ble dannet, men motstanderne i Big Bang-leiren kunne heller ikke (og kan fortsatt ikke) forklare hvordan et helt univers kunne oppstå ved et Big Bang.

Debatten mellom de to modellene raste, og vi skal ikke forsøke å oppsummere elle argumentene for og i mot de ulike modellene her. Men to helt avgjørende spikre i steady state-kista ble dunket inn gjennom observasjoner av den kosmiske bakgrunnsstrålingen, den samme strålingen som Planck-satellitten nå har observert. La oss kikke raskt på disse to milepelene i kosmologihistorien, for virkelig å banke inn hvor vanskelig det er overvurdere den kosmiske bakgrunnsstrålingens fortreffelighet.

Duebæsj og bråkete big bang-bølger

I 1978 mottok Arno A. Penzias og Robert W. Wilson nobelprisen i fysikk for oppdagelsen av den kosmiske bagrunnsstrålingen. Oppdagelsen hadde, etter at den ble publisert i 1965, bidratt sterkt til å fastspikre Big-Bang-modellen som den beste beskrivelsen av universet vårt. Likevel var det alt annet enn ville gledesutbrudd å spore mellom Penzias og Wilson da de registrerte de første, sprakende signalene fra big bang i radioteleskopet sitt i 1964.

De to astronomene var ansatt ved Bell Labs i New Jersey og hadde fått tillatelse til å bruke en gammel hornformet radiobølgeantenne til å lete etter fjerne radiogalakser og andre astronomiske kilder til radiobølger. Men akkurat som en FM-radio innstilt på Nitimen alltid vil ha en liten mengde bakgrunnssus, vil også astronomiske instrumenter alltid registrere støy, både fra innsiden av instrumentet og fra omgivelsene rundt. Penzias og Wilson var ambisiøse, og ønsket å gjøre mer følsomme radiobølgeobservasjoner enn noen gang tidligere. Derfor strebet de også etter å få best mulig oversikt over støykildene. Imidlertid registrerte radioteleskopet hele tiden en svak og tilsynelatende uforklarlig støy, til de unge radioastronomenes store fortvilelse. 

Penzias og Wilson pekte teleskopet i alle mulige retninger på himmelen, ja sogar mot New York, for å se om storbyen kunne være skyld i radiostøyet. De kontrollerte alle ledninger og kobllinger i teleskopet. Men fånyttes. Støyen forsvant ikke. Videre fant de et duepar som hadde slått seg til inne i den svære antenna. Duene ble kjørt vekk, men kom tilbake på duers vis, før de ble fanget og sendt til de evige rådhusplasser. Antenna ble rengjort for det duene hadde etterlatt seg av «hvitt, dielektrisk materiale». Men fortsatt til ingen nytte.

Det ble stadig mer klart at den irriterende støyen måtte ha en natur som var mer astronomisk enn biologisk. At de observerte restene etter Big Bang hadde imidlertid radioastronomene ikke den fjerneste anelse om.

Big Bang-bølgenes brave bakmenn

I etterpåklokskapens bedragerske tusmørke kan det virke underlig at to over middels oppegående astronomer ikke visste at det plagsomme suset i radioteleskopet var en fullstendig logisk konsekvens av et univers som hadde startet med et big bang. Spesielt ettersom eksistensen av en kosmisk bakgrunnsstråling var forutsagt ti år tidligere av de unge fysikerne Ralph Alpher og Robert Herman. Hvorfor Alpher og Hermans forutsigelse ble glemt og/eller ikke tatt seriøst kan ha hatt flere årsaker. For mange kan det kan ha blitt sett på som overambisiøst å i det hele tatt bruke fysikkens lover på noe så gedigent og hypotetisk som universets begynnelse. Kosmologi, studien av universet, var i det hele tatt en uglesett liten blindtarm av astronomien i en del kretser. At Alpher og Herman var unge og var samarbeidspartnere med den brilliante, men noe ukonvensjonelle fysikeren George Gamow (for eksempel kjørte han en rosa Cadillac og skrev populærvitenskap) kan også ha bidratt til at den potensielt revolusjonerende forutsigelsen var lett å kimse av.

Uansett, mens Penzias og Wilson klødde seg i hodet, var det en ny gruppe fysikere som hadde kommet på sporet av den kosmiske bakgrunnsstrålingen. I 1964, samme år som Penzias og Wilson ble plaget av radiostøy, forutsa også den amerikanske  fysikeren Robert Dicke eksistensen av en kosmisk bakgrunnsstråling. I motsetning til Alpher og Herman fikk Dicke med seg to kollegaer fra Princeton-universitetet, og de begynte å designe et radioinstrument dedikert til å oppdage den svake strålingen fra Big Bang. Gjennom snirklete tilfeldigheter fikk Penzias og Wilson høre om Dickes forutsigelse. Mens Dicke og gjengen hadde et møte om byggingen av radioinstrumentet sitt, mottar Dicke en telefon fra Penzias, som kan fortelle at han allerede har oppdaget strålingen som Dicke har forutsagt. Dicke skal da, etter sigende, skal ha snudd seg mot sine kollegaer og uttalt det noe hollywoodkjekke «Boys, we've been scooped!»

Og scoopa, det var de. Men teorien og observasjonene hadde endelig funnet sammen, og alle var glade. I 1965 publiseres det to artikler samtidig i Astrophysical Journal: Penzias som skriver om observasjonene sine, og Dicke-gjengen som forklarer hva de betyr

Og hva med Alpher og Herman? Det tok sin tid før deres tidlige forutsigelse av den kosmiske bakgrunnsstråligen ble anerkjent, men den ble behørig dekket Penzias’ nobelpristale i 1978, en nobelpris Penzias og Wilson mottok for at de standhaftig nektet å godta at de ikke forstod alle detaljer av radioteleskopet sitt. I dag kan det kanskje virke noe pussig at prisen ikke ble delt med for eksempel Alpher og Herman.

Og da hadde Big Bang-folket satt skapet på plass, eller?

Den kosmiske bakgrunnsstålingen var en signatur fra et Big Bang-univers, så da skulle man vel tro at steady-state-folket raskt la ned våpnene etter 1965? Neida, ikke sånn helt uten videre.

I årene som gikk etter 1965 gikk stadig flere kosmologer over til Big Bang-leiren, og nobelprisen i 1978 kan godt sees på som et symptom på at Big Bang-modellen var blitt anerkjent. Imidlertid var det fortsatt anerkjente kosmologer som tviholdt på steady state-modellen. Dette gjaldt blant annet Fred Hoyle, en fremdragende astronom som blant annet hadde vist hvordan alle tunge grunnstoffer i universet kan dannes i eksploderende kjempestjerner (såkalte supernovaer). Hoyle var også opphavsmannen til uttrykket «Big Bang», som opprinnelig var ment som et nedsettende økenavn på en hypotese han ikke hade tro på. For Hoyle og hans våpendragere var ikke Penzias og Wilsons observasjoner bevis bra nok. De mente at den observerte bakgrunnsstrålingen kunne stamme fra fjernt stjernelys som hadde blitt spredt rundt i alle retninger av støvskyer i universet.

Hvordan skulle de siste seriøse steady staterne bli overbevist? Nok en gang var det den kosmiske bakgrunnsstrålingen som skulle komme til unnsetning. 

Bølger i Big Bang-tåka

Et problem som fortsatt heftet ved Big Bang-modellen var alle disse tingene som vi kan se rundt oss: kaffekopper, sidensvanser, planeter, stjerner og galakser. Hvor kommer de fra?

Penzias og Wilson observerte tåka som eksisterte i universet etter Big Bang, og de observerte akkurat den samme temperaturen, uansett hvor de snudde teleskopet sitt. Hvordan kan et univers som var helt likt i alle retninger ha blitt til noe som er så rikt på strukturer og variasjon som det vi ser rundt oss i dag? For at det tidlige, jevne universet skulle kunne utvikle seg til det vi ser i dag, må det ha vært noen små ujevnheter i plasmasuppa som eksisterte rett etter Big Bang. Dersom det var noen små ujevnheter vil disse ha fungert som såkorn som så har vokst seg store og fete senere. Der det har vært litt tettere med materie, har tyngdekraften trukket til seg stadig mer materie, slik at universet har blitt stadig mer klumpete, og til slutt utviklet seg til det universet vi ser rundt oss i dag.

Altså: Hvis Big-Bang modellen er riktig, må den kosmiske bakgrunnsstrålingen ha vært litt ujevn. Ujevnhetene trenger ikke å ha vært store, men må ha vært av en viss størrelse, en størrelse som burde være mulig å observere. Dette skulle bli den ultimate testen på Big-Bang-modellen: Er det små ujevnheter i den kosmiske bakgrunnsstrålingen?

Svaret er selvfølgelig ja, men det skulle ta tid å oppdage. Ujevnhetene er nemlig utrolig små: Noen steder er det en titusendelsgrad kaldere enn gjennomsnittet, mens andre steder er den en titusendels grad varmere. Til sammenligning, da Penzias og Wilson gjorde sine supernøyaktige målinger på 1960-tallet, oppga de resultatene sine med usikkerhet på 1,1 grad. For å måle disse ørsmå ujevnhetene måtte presisjonsnivået opp i en helt annen liga.

De første ujevnhetene som ble oppdaget i bakgrunnstrålingen hadde likevel ingenting med disse små såkornene å gjøre. I 1976 viste de inntil da mest nøyaktige målingene av bakgrunnsstrålingen at himmelen er en tusendel varmere enn gjennomsnittet når vi kikker i én retning på himmelen, og en tusendel kaldere når vi kikker i motsatt retning. Dette skyldes den gode, gamle dopplereffekten, den som gjør at en ambulansesirene får en høyere frekvens når den er på vei mot deg enn når den er på vei fra deg.

DipolDopplereffekt og kosmisk dipol. Bilde: NASA.

Dopplereffekten gjelder ikke bare lyd, men alle bølgefenomener, også lys og mikrobølger. Det målingene fra 1976 viste var derfor bare at Jorda ikke står i ro, men at vi er med Melkeveien og den lokale galaksehopen på en heisatur gjennom verdensrommet i en tusendel av lyshastigheten. Interessant, men ikke som et bevis på Big Bang.

De første observasjonene av de enda mer interessante såkornsujevnhetene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble ikke publisert før i 1992, da George Smoot kunne legge fram observasjoner gjort av DMR-eksperimentet på COBE-satellitten. Smoot hadde lett aktivt etter disse ujevnhetene i 20 år, og da var det kanskje ikke så rart at han lot seg rive med og uttalte: «Well, if you're religious, it's like seeing the face of God.»

Se på bildet av de rosa og blå flekkene. Dette er et kart over hele himmelen. Det viser universet slik det så ut usle 380 000 år etter big bang. Bildet er en tidsreise nesten tilbake til universets fødsel, og flekkene på kartet er de spede såkornene til det som senere har blitt de store strukturene vi ser av galakser rundt oss i universet i dag.

COBE-dataTemperaturen av den kosmiske bakgrunnsstrålingen som sett med COBE-satellitten. Klikk på bildet for større versjon. Bilde: NASA/Wikipedia.

Men, det vi ser er bare små variasjoner i temperatur. Hvorfor vil små ujevnheter i tettheten i den tidlige universet føre til at det blir variasjoner i temperaturen til strålingen som sendes ut? Jo, stråling vil, akkurat som materie, påvirkes av tyngdekraften. Strålingen som har blitt sendt ut fra et tett område har måttet kjempe mot tyngdekraften for å komme seg unna de tette omgivelsene. I denne prosessen har strålingen mistet energi og fått en større bølgelengde. Det er denne effekten COBE-DMR målte.

Og sånn stråler big bang

Som om ikke flekkekartet var nok, hadde COBE-satellitten også med seg et annet viktig instrument, FIRAS. Dette instrumentet målte med fantastisk nøyaktighet en annen egenskap ved den kosmiske bakgrunnsstrålingen, nemlig hvor mye av strålingen som ble sendt ut ved ulike frekvenser.

CMB-spektrum, fra COBEFrekvensene til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, målt av COBE-FIRAS. Den blå linjen viser et teoreisk svartlegemespektrum for et legeme med temperatur 2,73 K. Målepunktene fra FIRAS har så liten usikkerhet at de forsvinner bak den blå linja. Klikk på bildet for større figur. Bilde: NASA.

I følge Big Bang-modellen skal den kosmiske bakgrunnsstrålingne være en termisk stråling. Alt som har en temperatur, sender ut stråling. I romtemperatur stråler vi i stort sett i den infrarøde delen av spekteret, men dersom du varmer opp for eksempel en kokeplate, vil den begynne å sende ut stråling også i form av synlig lys. En kokeplate som har en viss temperatur, vil sende ut mest termisk stråling ved en viss bølgelengde. Men i tillegg vil kokeplata stråle litt mindre i mange andre bølgelengder. Hvor mye den stråler i ulike bølgelengder er beskrevet av den såkalte Planck-kurven, som beskriver perfekt termisk stråling fra et såkalt svartlegeme. FIRAS-instruentet målte at den kosmiske bakgrunnsstrålingen har den en temperatur på 2,73 Kelvin, altså bare 2,73 grader over det absolutte nullpunkt, og de målte bølgelengdene ga det mest perfekte termiske svartlegemespekteret som noen gang er målt.

I steady state-modellen, der den kosmiske bakgrunnsstrålingen var et resultat av spredt stjernelys, kunne man ikke forklare hvorfor den kosmiske bakgrunnsstrålingen skulle ha denne perfekte svartlegemeformen.

Etter COBE har steady-state-modellene i alle praktiske henseende vært død. I den grad vi kan være sikre på noe innen forskning, er vi i dag helt sikre på at big bang-modellen er en god beskrivelse av universet. (For mer detaljer om hva big bang-modellen er, se Hva var før Big Bang og 10 andre ofte stilte spørsmål om ursmellet).

Hemmelighetene ligger i flekkene

Selv om selv om vi vet at universet startet med et Big Bang, er det fortsatt en haug med ting vi ikke vet om universet. For eksempel: Hvor kommer såkorstrukturene fra? Hva inneholder universet? Hva er mørk materie? Og mørk energi? Hvor gammelt er universet?

For å få svar på disse spørsmålene har det vist seg at flekkene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen er helt essensielle. Strukturen på flekkene vitner om de fysiske prosessene i de første 380 000 årene av universets historie. I tillegg kan vi, ved å se hvordan universet var da, og sammeligne med hvordan universet er nå, lære en god del om hva som må ha skjedd i mellomtiden.

COBE-flekkene som George Smoot presenterte i 1992 er i dag passé. Satellitten WMAP, som presenterte sine første resultater i 2003 og sine hittil siste i slutten av 2012, har tatt presisjonsmålinger av den kosmiske bakgrunnsstråligen til et helt nytt nivå. Som vi kan se av figuren klarer WMAP å studere strukturene i bakgrunnsstrålingen på et helt annet presisjonsnivå enn det COBE gjorde.

 

WMAP-resultater av den kosmiske bakgrunnsstrålingenDen kosmiske bakgrunnsstrålingen sett med WMAP-satellitten. Klikk på bildet for større versjon. Bilde: WMAP/NASA.

WMAP-observasjonene har de siste ti årene utgjort ryggraden i vår viten om universts historie og innhold. Men det er frem til nå. Planck-satellitten har gjort målinger av strukturene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen som er ennå mye mer presise enn WMAP, og Planck-observasjonene kommer til å bli det nye referansepunktet for vår kunnskap om universet når de første kosmologiske resultatene legges fram torsdag 21. mars.

Men hvordan kan et slik tilsynelatende kaotisk suppe av fargeflekker på et kart gi oss så mye kunnskap om universet? Det kommer vi til nå.

Del 3: Flekkene som forteller om universet

Vi fortsetter med å forberede oss til den nært forestående offentliggjøringen av resultater fra Planck-satellitten.

Vi har så langt sett hvordan den kosmiske bakgrunnsstrålingen oppsto, og hvordan vi kan bruke disse mikrobølgene til å ta et bilde av universet slik det så ut bare 380 000 år gammelt.

Deretter har vi fulgt historien til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, og vi har sett hvordan observasjoner av denne strålingen helt siden 1960-tallet har banet vei for vår viten om universet.

Nå skal vi se hvordan et mikrobølgebilde, som ved første øyekast fremstår som en kaotisk lapskaus av små flekker, kan dekodes for å fortelle oss om universet.

Det er størrelsen som teller

Vi begynner her som vi avsluttet i forrige del, med å se på bildet av variasjoner i den kosmiske bakgrunnsstrålingen observert av WMAP-satellitten. På torsdag (21. mars) vil vi antagelig ha et nytt og mye penere bilde tatt av Planck-satellitten, men enn så lenge får vi klare oss med det vi har.

Jorden i Mollweide-projeksjonJorden sett i Mollweide-projeksjon. Klikk på bildet for større versjon. Bilde: Wikipedia.

Hva er disse flekkene? Som vi husker er den kosmiske bakgrunnsstrålingen nesten helt jevn. Når vi trekker vekk alt det jevne, inkludert bidraget fra dopplereffekten fra jordas fart gjennom universet, står vi igjen med noen små krusninger, krusninger som var tidlige såkorn for strukturene som senere skulle vokse fram i universet.

Bildet er et kart over hele himmelen, så vi burde egentlig tegnet kartet på innsiden av en kule. Men siden kuleformede dataskjermer fortsatt er lite utbredt, er det projisert ned i en såkalt Mollweide-projeksjon. Ulike kartprojeksjoner har ulike fordeler og ulemper. Mollweide-projeksjonen har den fordelen at den gjengir alle områder i riktig størrelse i forhold til hverandre. Ulempen er at vinkler og former blir fordreide. Valget av en Mollweide-projeksjon indikerer allerede noe viktig: Det er størrelsen som teller. Kosmologer er i første rekke opptatt av hvor store de fargede flekkene er, og vi skal se hvorfor.

Å sortere store og små flekker

Vi kan stirre så lenge vi bare orker på kartet over den kosmiske bakgrunnsstrålingen, men slik det står forteller det oss veldig lite om det tidlige universet, bortsett i fra at det var et svært rotete sted. Derfor starter vi med å rydde litt.

SildSild. Bilde: Wikipedia.

Og det gir oss en glimrende anledning til å prate litt om fisk. La oss si at du har fanget sild og puttet den i en tønne – akkurat nok til at det dekker bunnen av tønna. Du vet at din venn, biologen Bodil, er kjempeinteressert i sild, sildevekst og sildebestander, og du ønsker å beskrve fangsten du ser i bunn av tønna på en enkel, men interessant måte som mulig. Hvordan skal du gjøre det? Én måte å beskrive fangsten på, er å referere i detalj hva du ser: «Først stikker det et hode ut til vestre, så over det går det en ryggfinne oppover, avbrutt av en skitten gattfinne som peker mot høyre…». Au. En slik beskrivelse vil bli fryktelig lang og fullstendig uinteressant. Så i steden beskiver du fangsten på denne måten: «Sild med lengde 10-15 cm: 3 stk. 15-20 cm: 7 stk. 20-25 cm: 18 stk…» Og så videre. Og med noen få tall har du beskrevet sammensetningen av fangsten på en måte som helt sikkert vil varme Bodil dypt, dypt inne i biologhjertet.

Og sånn gjør vi med kartet over den kosmiske bakgrunnsstrålingen også. Istedenfor å se på alle de snirklete enkeltflekkene, ser vi hvordan kartet er satt sammen av flekker av ulik størrelse. Det er kanskje ikke innlysende hvordan vi kan dele inn en slik kaotisk fargesuppe etter størrelse på flekkene, men vår venn matematikken vet råd, og allerede på 1700-tallet viste den franske matematikeren Laplace hvordan man gjøre en slik inndeling av et mønster på en kule ved såkalte sfæriske, harmoniske funksjoner.

Sfæriske harmonierRoterende sfæriske harmoniske kuler. På øverste linje ser du et par kuler med et stort dipol-mønster. På linjen under er det kulemønstre satt sammen av stadig mindre flekker.Kilde: Wikipedia.

Et komplisert mønster på en kule kan man alltid sette sammen ved å legge sammen flere slike kulemønstere med forskjellig flekkstørrelse Og på denne måten kan man beskrive den kosmiske bakgrunnsstrålignen omtrent som sildefangsten: «Den kosmiske bakgrunnsstrålingen består av så mange flekker med størrelse mellom 90° og 180°, så mange flekker mellom 45° og 90°… og så mye mellom 0,1° og 0,15°». Og dermed er det rotete, uhåndgripelige kartet forandret til en oversikt over hvor mye vi har av små flekker og hvor mye vi har av store flekker.

Og hva kan disse små og store flekkene fortelle oss? Temmelig mye.

Universets flekkespektrum

I figuren under har lapskauskartet blitt sortert i store og små flekker. I figuren ser du oppgitt gradetall langs x-aksen og gradene beskriver omtrent hvor stor vinkel på himmelen flekkene utspenner. De store flekkene er altså til venstre, og de små flekkene er til høyre. Høyden på kurven forteller hvor mye det er av de ulike flekkstørrelsene. En slik graf kalles et styrkespektrum.

Power spektrumSortering av flekkekartet. Et styrkespekter. Klikk på bildet for større versjon. Kilde: WMAP/NASA.

Styrkespekteret er hovedredskapet til kosmologer som ønsker å bruke den kosmiske bakgrunnsstrålingen til å forstå hva universet består av. Kort fortalt kan vi bruke våre dataprogrammer til å simulere en haug med ulike typer universer med forskjellige ingredienser, og så kan vi regne ut hvilket styrkespekter disse universene vil gi oss. Deretter sammenligner vi med det styrkespekteret vi kan observere på himmelen, og så finner vi ut hva som skal til for at modellene skal passe sammen med virkeligheten. I styrkespekteret på bildet viser de svarte prikkene de målte verdiene, mens den røde linja viser de teoretiske verdiene vi får for en standard kosmologisk modell. Det stemmer ganske bra overens, gjør det ikke?

Men vi trenger ikke å ty til summende, svarte bokser med kryptiske dataprogrammer for å forstå hovedtrekkene i styrkespekteret. For hva er det vi ser? Jo, det er et tydelig, kraftig bølgemønster i figuren. Dette er faktisk sporene etter gigantiske lydbølger som fylte universet like etter Big Bang!

Lyden av big bang

Først en liten rekapitulasjon av forholdene i universet fra noen minutter etter Big Bang og fram til den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble dannet, 380 000 år seinere. Som vi husker bestod universet da av en ganske jevn plasma – en suppe av elektroner og atomkjerner. Samtidig utvidet universet seg, og ble stadig større, og stadig eldre.

La oss se på én klump med plasma – et stort område i universet der det er bittebittelitt tettere enn gjennomsnittet. Normalt sett vil tyngdekraften bidra til at en slik klump begynner å trekke seg sammen. Men for at dette skal skje, må først begge sider av klumpen være i kausal kontakt. Selv ikke tyngdekreftene kan reise raskere enn lyset, og for at klumpen skal begynne å trekke seg sammen må universet være så gammelt  at tyngdekreftene har hatt tid til å reise fra den ene siden av klumpen til den andre. Eller med andre ord: Klumpen må få kunne kommunisere med seg selv.

Når universet er gammelt nok til at tyngdekreftene kan reise på tvers av hele den store tetthetsklumpen, vil klumpen begynne å trekke seg sammen. Etter hvert som årene går etter Big Bang vil stadig større klumper komme i kontakt med seg selv, og dermed begynne å vokse seg tettere.

Og hva skjer med en plasmaklump som trekker seg sammen? Jo, etterhvert som den blir tett nok, vil sammentrekningen stoppe opp, og klumpen vil begynne å utvide seg og tynnes ut igjen, slik at den blir stadig mindre tett. Dette kan sammenlignes med en sprettende fotball. Når du spretter en slik ball, vil først tyngdekraften føre til at den klemmes sammen. Men når sammenklemmingen begynner, vil lufta inne i ballen bli tettere klemt sammen enn lufta utenfor. Dette vil gi et trykk utover mot veggene i ballen som til slutt blir så kraftig at sammentrekningen stopper opp og ballen begynner å utvide seg igjen, slik at ballen spretter. Deretter vil tyngdekraften igjen få overtaket, og ballen gjentar sprettbevegelsen, men litt dempet for hver gang.  Det samme skjer med plasmaklumpene i universet. De trekker seg sammen til et visst punkt før de utvider seg igjen – som en sprettende fotball. Og akkurat som fotballen vil plasmaklumpene fortsette å trekke seg sammen og utvide seg – litt dempet for hver gang.

Det tidlige universet er altså et kaos av slike klumper av ulike størrelser som – på kryss og tvers av hverandre – trekker seg sammen og utvider seg. Små klumper har vært i kausal kontakt lenge, og har hatt tid til å trekke seg sammen og utvide seg mange ganger. De største klumpene er kanskje i ferd med å gjøre sin første sammentrekning.

Og så, etter 380 000 år blir universet plutselig gjennomsiktig, den kosmiske bakgrunnsstrålingen dannes, og vi får et stillbilde av hvordan klumpekaoset så ut akkurat da. 

Ta en kikk til på styrkespekteret lenger opp. Den første høye toppen beskriver klumper som er så store at de akkurat har hatt tid til å trekke seg sammen én gang før universet ble gjennomsiktig. Disse klumpene har, som vi kan se av grafen, en utstrekning på ca. 1° på himmelen i dag. Den andre toppen tilsvarer litt mindre klumper, som har hatt tid til å trekke seg helt sammen, og deretter utvide seg en gang. Den tredje toppen svarer til klumper som har trukket seg sammen for andre gang. Og så videre.

Vi ser altså en signatur av kosmiske tetthetsbølger. Tetthetsbølger kjenner vi godt fra for eksempel luft, men da kaller vi slike bølger for lyd. Derfor kalles også bølgene i det tidlige universet for akustiske oscillasjoner. Et lite sidepoeng: Tetthetsforskjellene som vi ser i den kosmiske bakgrunnsstråligen, som er på rundt 0,01%, er omtrent like små som tetthetsforskjellene i lufta foran munnen din når du prater med vanlig stemme!

Styrkespekteret forteller om mørk materie

Hørt om mørk materie? Vi tror det er omtrent fem ganger så mye mørk materie som vanlig materie i universet. Vanlig materie er det du og jeg, Sola og Månen og alt vi kan se rundt oss i universet er laget av. Vi vet ikke hva mørk materie er for noe, annet enn at vi tror det er partikler som har en masse, men ingen elektrisk ladning. Partikler som ikke har elektrisk ladning vil oppføre seg rart. De vil for eksempel være usynlige, og de vil ikke kollidere med hverandre slik som vanlige materiepartikler gjør. Men siden de har en masse, vil de virke på hverandre og på vanlig materie med tyngdekrefter.

Mørk materie ble opprinnelig innført for å forklare bevegelsene til galakser og galaksehoper (klumper av galakser), men i dag er det en hel rekke andre observasjoner som også peker i retning av at vi må ha mørk materie i universet. En av de viktigste observasjonene i så måte er bølgene i den kosmiske bakgrunnsstrålignen.

Hvis all materien i universet er vanlig materie, vil det påvirke bølgene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen annerledes enn hvis all materien er mørk materie. Vanlig materie vil kollidere med seg selv. Mørk materie, som ikke har ladninger, vil ikke kollidere. Tetthetsbølgene vil derfor bli mindre heftige og oppføre seg annerledes dersom mye av materien er mørk. Tenk deg at du sender en knippe fotballer ned en skateboardrampe, noen fra den ene siden, og noen fra den andre. En del av ballene vil da kollidere når de møter hverandre i bunn av rampa og sprette tilbake dit de kom fra, samtidig som de har blitt bremset litt. Etterhvert vil ballene klumpe seg tett sammen i midten. Dette tilsvarer tilfellet med vanlig, kolliderende materie som klumper seg i det tidlige universet. Hvis fotballene skal representere mørk energi, vil ingen av dem kollidere, men bare fortsette å rulle fra side til side i skateboadrampa. Mangelen på kollisjoner vil gjøre ballklumpen i bunn av rampa mindre tett, akkurat som mørk materieklumper i universet vil lage mindre heftige klumper enn vanlig materie vil gjøre.

…men også mye, mye mer

Styrkespekteret forteller oss selvfølgelig også mye mer enn bare hva slags materie det er i universet. Avstanden mellom toppene sier for eksempel noe om hvor fort universet har utvidet seg, og om universet er krumt eller flatt. Høyden på platået helt til venstre kan fortelle oss noe om hvor mye mørk energi det er i universet. Hvor raskt grafen faller nedover mot høyre kan indikere om inflasjonsteorien for det veldig tidlige universet er riktig. Hvordan toppene faller av mot høyre kan fortelle oss noe om massen til nøytrinopartikler. Og så videre.

Hvor mye vi kan lese ut av styrkespekteret avhenger i stor grad av hvor nøyaktig vi kan måle flekkene bakgrunnsstrålingen. Hvis vi ser på målingene fra WMAP-satellitten i figuren lenger opp, ser vi at de svarte prikkene som angir målepunktene også inneholder noen loddrette streker. Disse strekene indikerer usikkerheten i målingene, og vi ser at denne usikkerheten øker raskt når vi beveger oss utover mot høyre. Det er derfor begrenset hvor små strukturer vi kan studere med WMAP-dataene

Og det er her Planck kommer inn i bildet. Planck kan gjøre mye mer nøyaktige målinger  enn WMAP, og vil dermed bestemme styrkespekteret med langt større presisjon enn tidligere. Det gjør at universets sammensetning skal bestemmes med mye mindre slark enn tidligere. Kanskje vil det også dukke opp noen overraskelser.

Publisert 19. mars 2013 18:33 - Sist endret 20. mars 2013 21:28