Om å tilpasse en elefant
Matematikeren John von Neumann skal ha uttalt: «Med fire parametere kan jeg tilpasse en elefant, og med fem kan jeg få den til å vifte med snabelen.»
Hva mente han med det? Jo, i mange fysiske teorier har du såkalt frie parametere. Dette er små knotter man kan fritt kan skru på uten at teorien går i stykker. I standardmodellen for kosmologi har vi mange slike knotter. For eksempel kan vi justere hvor mye mørk materie og vanlig materie vi vil ha i teorien vår, vi kan justere på en knott som forteller hvor fort universet utvider seg, en annen knott som forteller hvor store ujevnheter vi startet med etter Big Bang... og så videre. I kosmologi trenger vi minst seks slike knotter å skru på for å få teorien og observasjonene våre til å henge sammen. Og enda vet vi at vi vil trenge enda flere knotter når observasjonene blir mer nøyaktige.
Poenget til von Neumann var at hvis du bare har tilstrekkelig mange frie parametere, eller knotter å skru på, kan du få teorien din til å passe med hva som helst. Med bare fire knotter hevder han at kan kan lage en kurve som ser ut som en elefant, selv om teorien han tar utgangspunkt i ikke har noe som helst med en elefant å gjøre. På samme måte kan man tenke seg at det går an å tilpasse bølgemønsteret i den kosmiske bakgrunnsstrålingen med en teori som er riv, ruskende gal, så lenge vi kan operere med seks eller flere frie parametere som vi kan skru på.
Hvordan vet vi at standardmodellen for universet er riktig, og at vi ikke bare bedriver von Neumannsk elefanttilpasning?
Svaret er sammensatt: For det første er det ikke slik at de frie parametrene i kosmologien er tatt ut av løse lufta. De fleste er basert på kjente fysiske prosesser. For det andre skal ikke de kosmologiske parametrene bare passe med observasjonene av den kosmiske bakgrunnsstrålingen. De skal også stemme overens med en hel rekke andre typer observasjoner, for eksempel fordelingen av galakser, avstanden til supernovastjerner, bevegelsen til stjerner og galakser, massefordelingen til galakser og grupper av galakser. For å nevne noe. Hvis man kan få alle disse ulike observasjonene til å stemme med teorien samtidig, da er man på god vei til å ha et konsistent bilde av universet.
Og ikke minst: Jo mer nøyaktige observasjoner vi kan gjøre, jo vanskeligere blir det å få observasjonene til å stemme overens med en teori som ikke er riktig. Det er her Planck kommer inn. Ved å dramatisk stramme inn presisjonen på målingene av den kosmiske bakgrunnsstrålingen, vil Planck gjøre elefanttilpasning mye vanskeligere, og vi vil kunne få et enda mer riktig og presist bilde av universet enn det vi har i dag.
Hva er nytt med Planck?
Så langt har WMAP-satellitten (i tillegg til observasjoner fra en del bakkebaserte eksperimenter) gitt oss de mest nøyaktige målingene av den kosmiske bakgrunnsstrålingen. Målingene fra WMAP har vært avgjørende for vår forståelese av universet.
Den kosmiske bakgrunnsttrålingen observert først av Penzias og Wilson (øverst), COBE-satellitten (i midten), WMAP-satellitten (i midten). Vi ser et stadig høyere detaljnivå, og Planck blir enda bedre! Den røde horisontale streken er lys fra vår egen galakse. Klikk på bildet for større versjon. Bilde: WMAP-NASA.
Planck er bedre og annerledes enn WMAP. Først og fremst har Planck bedre romlig oppløsning. Det vil si at Planck kan se på mye mindre detaljer i den kosmiske bakgrunnsstrålingen, og dermed også trekke mye mer informasjon ut av det den ser.
I tillegg vil Planck kunne måle polarisasjonen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen bedre enn det WMAP har gjort. Polarisasjonen til mikrobølgene forteller oss hvilken vei bølgene svinger. Polarisasjonssignalet til den kosmiske bakgrunsstrålingen vil blant annet avhenge av hvordan strålingen har blitt bøyd fram og tilbake av tyngdekraften på dens lange ferd fra det unge universet og fram til oss. Dette kan igjen fortelle oss om hva universet inneholder. En del bakkebaserte eksperimenter har klart å måle denne polarisasjonen bedre enn WMAP, i hvertfall hvis vi ser på små strukturer, men polarisasjonsmålingene til Planck er likevel forventet å være et viktig steg framover.
Et simulert styrkespekter fra Planck sammenlignet med det målte styrkespekteret fra WMAP (men riktignok ikke de beste WMAP målingene). De blå prikkene angir målepunkter, og de loddrette strekene i hvert punkt viser hvor mye usikkerhet, eller «slark», det er i hver måling. Vi ser at Planck vil gi oss mye mer nøyaktige målinger, noe som igjen vil etterlate lite rom til teoretisk elefanttilpasning. Klikk på bildet for større figur. Bilde: NASA.
Planck observerer annerledes enn WMAP, rent teknisk. For eksempel baserte WMAP seg på å hele tiden sammenligne temperaturen mellom to ulike punkter på himmelen, mens Planck er basert på å sammenligne temperaturen på himmelen med en kjent kilde inne i satellitten. Den ene metoden er ikke nødvendigvis bedre enn den andre, men at eksperimentene har et fundamentalt ulikt design er i seg selv et viktig poeng. Ulikt design gir ulike typer potensielle feilkilder i den svært vanskelige analysen av dataene. Dette vil gjøre det enklere å avsløre eventuelle analysefeil.
Det bør også nevnes at Planck-folket allerede har publisert viktige data, blant annet om observasjoner av signaler fra vår egen og andre galakser. Men det er først nå at de første kosmologiske resultatene presenteres, altså det som dreier seg om den kosmiske bakgrunnsstrålingen og hva den kan fortelle oss om universet. Dette er heller ikke det siste vi hører fra Planck. Mer data fra satellitten vil bli analysert senere og vil være med å komplettere det bildet som skal legges fram nå.
Hva vi vet og kan få vite om universet
Hva vet vi om ingrediensene til universet, og hva kan vi forvente fra Planck?
Mørk energi
Vi regner i dag med at universet består av omtrent 70% mørk energi. Vi vet ikke nøyaktig hva mørk energi er, men det er et navn vi har satt på et eller annet som virker med frastøtende tyngdekraft slik at universet utvider seg raskere og raskere. Å finne ut hva den mørke energien er for noe, er en av hovedutfordringene i kosmologien i dag.
De fleste observasjoner i dag er konsistente med at mørk energi oppfører seg som en såkalt kosmologisk konstant. En kosmologisk konstant er en spesielt enkel modell for den mørke energien. Den kan tolkes som en slags egenskap ved selve rommet, der rommet alltid har en konstant tetthet av energi, uansett hvor mye det utvider seg. Sikre tegn på at mørk energi ikke er en kosmologisk konstant vil være en meget viktig oppdagelse.
Når universet har utvidet seg, har materien og strålingen stadig blitt spredd utover et større område. Tettheten til materie og stråling har derfor avtatt. Mørk energi vil derimot, hvis den er en egenskap ved selve rommet, ikke ha blitt tynnet ut. Etterhvert som materien og strålingen har blitt tynnet ut, har mørk energi derfor blitt en relativt sett stadig viktigere ingrediens i universet. For lenge siden, da den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble dannet, spilte antagelig den mørke energien en helt ubetydelig rolle for universets utvikling. Dette betyr også at det er begrenset hva Planck kan fortelle oss direkte om mørk energi.
Imidlertid vil den mørke energien kunne ha påvirket den kosmiske bakgrunnsstrålingen på dens vei gjennom rommet, noe som setter spor også i Planck-dataene. De beste føringene vi har på hva mørk energi er kommer imidlertid fra observasjoner av supernovaeksplosjoner og fordelingen til galakser i universet, observasjoner som forteller oss om hvordan universet har utviklet seg i de siste milliarder av år. Men også her vil Planck ha en viktig indirekte effekt. Siden Planck vil sette strenge grenser på mange av de andre frie parametrene – skruknottene – i universmodellene våre, vil vi ha mindre frihet til å drive elefanttilpasning når vi ser på supernovaer og galakser. Det vil igjen gjøre det lettere å avsløre den mørke energiens sanne natur.
Mørk materie
Vi tror at mørk materie står for om lag 25% av innholdet i universet i dag. Som nevnt tidligere er mørk materie et navn vi har satt på en eller annen type partikkel som ikke har elektriske ladninger og derfor er usynlig. Som vi så i diskusjonen av styrkespekteret til den kosmiske bakgrunnsstrålingen vil mørk materie sette tydelige spor som Planck kan oppdage. Vi kan forvente at Planck vil sette nye og bedre grenser på hvor mye eller lite mørk materie det kan være i universet i dag. Imidlertid vil Planck ikke kunne avsløre hva den mørke materien er for noe. Det viktige her er at jo mer nøyaktig vi får strammet til skruknotten som bestemmer mengden mørk materie, dess mer kan vi lære om andre deler av universet.
Nøytrinoer
Nøytrinoer er en artig type partikler. Nest etter fotoner (lyspartikler) er de de desidert mest tallrike partiklene i universet, og det går millioner av dem gjennom deg hvert eneste sekund. De kolliderer så godt som aldri med vanlig materie, og kan derfor godt klassifiseres som en del av den mørke materien. Vi kjenner ikke massen til nøytrinoer, det eneste vi vet er at de har en utrolig lav masse, under en milliondel av elektronmassen (og elekronet er en skikkelig liten pinglepartikkel). Massen er så liten at nøytrinoene, på tross av antallet, ikke kan utgjøre mer enn ca. 10% av den mørke materien.
Noe som er litt artig er at de beste grensene vi har på nøytrinomassen i dag ikke kommer fra partikkeleksperimenter, men fra observasjoner av universet. Vi bruker altså det aller største vi har til å veie de aller letteste partiklene.
Hvor stor nøytrinomassen faktisk er, er et av de viktige, ubesvarte spørsmålene i fysikken. Ikke bare fordi vi ønsker å ha et tall å putte i tabellene våre, men fordi størrelsen på nøytrinomassen kan være viktig for å forstå en del fundamentale prosesser i partikkelfysikken.
I standardmodellen i partikkelfysikk finnes det tre ulike nøytrinotyper, og disse føyer seg pent inn i mønsteret av elementærpartikler. De siste årene har det imidlertid stadig dukket opp hint, både i partikkelfysikken og i kosmologien, på at det kanskje finnes én eller flere ekstra nøytrinotyper – såkalte sterile nøytrinoer. Det er viktig å få klarhet i om disse sterile nøytrinoene faktisk eksisterer, og i såfall, hvor stor massen deres er.
Som med mørk energi er ikke nøytrinoer og nøytrinomasser noe som gir spesielt store utslag i styrkespekteret fra Planck-satellitten, selv om de absolutt vil ha en effekt. Nøytrinoene har en vel så stor effekt på hvordan galakser klumper seg i universet i dag, noe som er målt (og vil måles) av andre eksperimenter. Men igjen er elefanteffekten her: Planck vil låse mange andre frie parametere. Det gir mindre rom til å skru på skruknotter når vi skal tilpasse universmodeller til galakseobservasjoner, noe som igjen kan være med på å gi oss mer informasjon om nøytrinomasser.
Vi forventer derfor at Planck skal gi oss ny og bedre viten om nøytrinomasser. I det mest sannsynlige tilfellet gir Plack oss bare en øvre grense på hvor stor masse de kan ha. Hvis vi er riktig heldige kan kanskje Planck også gi oss en nedre grense, altså at vi får vite at nøytrinoene må ha en masse som er minst så stor og maksimalt så stor. Det vil også være spennende å se om Planck-dataene gir nye hint om sterile nøytrinoer, eller om det vil passe bedre med en modell med bare de vanlige nøytinotypene.
Inflasjon
Inflasjonsteorien (eller strengt tatt, hypotesen) er en svært populær teori for hva som skjedde i øyeblikket etter Big Bang, før universet var 0,000..(31 nuller til sammen)..0001 sekunder gammelt. I følge inflasjonsteorien skal universet på denne ubegripelig korte tiden ha utvidet seg ufattelig mye og blitt minst 1000...(78 nuller til sammen)...000 ganger større.
Synes du det høres det søkt ut? Det vil nok i så fall mange være enige med deg i. Imidlertid vil en slik inflasjonsfase løse flere store problemer vi ellers ville hatt med å forklare hvorfor universet ser ut som det gjør. For eksempel: Hvorfor ser universet likt ut i alle retninger, når vi ser på områder som tilsynelatende aldri har hatt tid til å være i kontakt med hverandre? Hvorfor ser rommet i universet ut til å være så godt som flatt? Hvorfor ser vi ingen magnetiske monopoler? Hvordan oppstod de aller første såkornene til de strukturene vi kan se i den kosmiske bakgrunnsstrålingen?
Dette er kanskje ikke eksistensielle spørsmål som alle går rundt og grubler på til daglig, men i kosmologien er dette alvorlige hodepiner. Hodepiner som altså alle kan løses ved å si at universet vokste fryktelig mye og fryktelig fort, like etter Big Bang. Nøyaktig hvordan en inflasjonsfase skal ha foregått vet vi ikke, og det finnes et utall ulike inflasjonsmodeller på markedet i dag.
En slik inflasjonsfase vil ha satt en del observasjonelle spor i universet. De mest karakteristiske sporene vil være i form av såkalte gravitasjonsbølger, som igjen vil gi et bestemt signal i polarisasjonen til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, altså i hvilken retning mikrobølgene svinger. Planck er ikke fryktelig god på å måle polarisasjon, og vi kan ikke regne med at Planck vil se spor av gravitasjonsbølger fra inflasjonen.
Men det er også andre signaler å se etter. Blant annet forutsier inflasjon at universet fra starten av skal ha hatt nesten like mange små klumper som store klumper, men bittelitt mindre av de små klumpene enn de store. Målingene WMAP-satellitten har gjort av den kosmiske bakgrunnsstråligen tyder på det er 95% sikkert at det er litt mindre små klumper enn store klumper. Dersom Planck kan si med enda større sikkerhet at dette er tilfellet, vil det være viktig for å styrke inflasjonshypotesen. Dersom Planck derimot slår fast at det har vært mer av de små klumpene enn de store, vil det være et tegn på at inflasjonshypotesen (i hvertfall slik den fremstår i dag) kan være feil.
Reionisasjon
De første 380 000 årene etter Big Bang bestod universet av et tett plasma der atomkjerner og elektroner eksisterte hver for seg. Så ble det kaldt nok til at det ble dannet nøytral gass, og det var da den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble dannet. Men så, noen få hundre millioner år etter Big Bang eller så, ble de første stjernene dannet. Lyset fra disse var med på å ionisere universet, det vil si at mange av atomene igjen gikk over til å være splittet mellom atomkjerner og elektroner. Nå hadde universet imidlertid utvidet seg så mye og blitt så uttynnet at den kosmiske bakgrunnsstrålingen likevel kunne reise stort sett uhindret gjennom rommet. Når og hvor raskt denne reionisasjonen skjedde er viktig for å forstå hvordan de første strukturene i universet ble dannet. Ioniseringen av universet har satt spor i den kosmiske bakgrunnsstrålignen, ikke minst i polarisasjonssignalet. Også her forventer vi at Planck kan lære oss noe nytt.
Rare ting i bakgrunnsstrålingen
Så langt har vi bare sett på styrkespekteret til den kosmiske bakgrunnsstrålingen, altså forholdet mellom små og store flekker i mikrobølgelapskausen fra det tidlige universet. Men det er også andre ting man kan se etter som ikke vises i styrkespekteret.
Blant annet er det påvist at WMAP-kartet har mye kraftigere strukturer i én retning på himmelen enn i motsatt retning. Forskere ved ITA var blant de første til å påpeke dette. Resultatene er pussige. Er det en foretrukket retning, eller akse, i universet? Er det ikke slik at universet er likt i alle retninger?
Et annet pussig trekk ved resultatene fra WMAP er det som har blitt omtalt som en kosmologisk «ondskapen akse». Denne aksen består i at en del av de store flekkene i kartet er overraskende godt opplinjert rundt en bestemt akse på himmelen.
Det er også en bestemt flekk på WMAP-kartet som har en mye lavere temperatur enn det man skulle forvente å observere. Det er også rart.
Stephen Hawkings inititaler i WMAP-dataene? Klikk på bildet for større versjon. Bilde: WMAP-NASA.
En litt artig, rar ting, og muligens en parodi på de mange andre rare mønstrene som er sett i WMAP-kartet, er det påpekt at bokstavene “S H” står relativt tydelig skrevet nær midten av WMAP-kartet. Noen vil ha det til at dette er Stephen Hawking sine initialer.
En del av disse raritetene viser seg som ganske store flekker i den kosmiske bakgrunnsstrålingen, og det er derfor ikke nødvendigvis slik at Planck-satellitten vil gi oss mye ny informasjon som vi allerede har fra WMAP. Det er likevel knyttet spenning til om en del av de rare effektene som er sett i WMAP-kartet fremdeles vil være der i Planck-kartet.
Vi – og sikkert også Stephen Hawking – venter i spenning.