Sammendrag.

Planck-satellitten planlegges skutt opp i år 2007. I løpet av 18 måneder skal den kartlegge ørsmå temperaturvariasjoner i den ellers så jevne bakgrunnstrålingen over hele himmelen. Det er godt håp om at dette skal gjøre oss i stand til å bestemme de fire mest fundamentale konstanter innen kosmologien (vitenskapen om universets tilblivelse og utvikling); Hubble's konstant (H₀), Universets tetthetsparametre (W_B og W_DM) og Den kosmologiske konstant (L) med en nøyaktighet på 2-3% eller bedre.

I tillegg vil Planck-satellitten avsløre hvilken av de to konkurrerende teoriene for dannelsen av de tetthetsvariasjonene som senere ble til galaksehoper som er korrekt; Inflasjonsteorien eller teorien om Topologiske defekter, eller om nye teorier må utvikles for dette. Den vil også fortelle oss hvor mye av universets totale energi som finnes i form av gravitasjonsbølger, samt blant annet viktige ting om aktive galakser og om materien i vår egen galakse.

Bakgrunnstrålingen, "Big Bang" og Hubble's lov.

Penzias og Wilson oppdaget i 1965 det vi gjerne kaller universets bakgrunnstråling. Dette er en stråling som kommer til oss fra alle retninger i universet. Den er nesten lik i alle himmelretninger, og tilsvarer eksakt den stålingen vi vil få fra et såkalt sort legeme med temperatur på ca. 2.73 Kelvin [§1] (dvs. ca. -270°C). Det var den berømte tyske fysikeren Max Planck som i sin tid satte opp modellen for sort stråling. Figur 1 viser strålingsspekteret for bakgrunnstrålingen.

Figur 1: Strålingsspekteret for bakgrunnstrålingen. Heltrukken kurve er beregnet stråling ved 2.725 K. Avmerkninger er målepunkter med feilestimater.

Oppdagelsen av bakgrunnstrålingen var svært viktig fordi den i praksis tok livet alle kosmologiske modeller bortsett fra "Big Bang"-teorien som kort fortalt sier at universet startet med en enorm eksplosjon ("Big Bang") for 14-18 milliarder år siden. Universet var da ufattelig lite, ufattelig tett og ufattelig varmt. Materien og hovedstrukturen i universet ble bestemt allerede i de første minuttene etter "Big Bang".

Årsaken til "Big Bang"-eksplosjonen kjenner man ikke, men resultatet var en enorm energiutvikling og dannelsen av materie som f.eks. elektroner og kjernepartikler som etter ca. 300 000 år kombinerte til de letteste grunnstoffene hydrogen, helium og litium (se referatet fra september-møtet i GalAksen for noen flere detaljer). Det er den energien som ble til overs etter dannelsen av materien som vi nå observerer som bakgrunnstrålingen. Denne strålingen viser oss, litt upresist sagt, fingeravtrykket til universet slik det var akkurat i det øyeblikket universet ble kaldt nok til at elektronene ble fanget inn av atomkjernene. Dette var ca. 300 000 år etter "Big Bang", og utgjorde en dramatisk endring fordi de frie elektronene som eksisterte i store mengder før dette tidspunktet, fungerte som en slags tåke for strålingen i det tidlige univers. Denne "tåken" forsvant, og universet ble gjennomsiktig, når elektronene kombinerte med atomkjernene til atomer. Ørsmå temperaturvariasjoner på inntil 1/1000 prosent i bakgrunnstrålingen fra ulike retninger gjenspeiler tetthetsvariasjoner fra denne tiden. Tetthetsvarisjoner som senere ble til galaksehoper og de såkalte store strukturer i universet.

Et annet viktig resultat av den enorme eksplosjonen er at alle galakser beveger seg fra hverandre med innbyrdes hastigheter som øker med avstanden mellom galaksene. Dette er beskrevet ved Hubble's lov: v = H₀ * r; hvor v er den relative hastigheten mellom to galakser med avstand r, og H₀ er Hubble's konstant som vi nå tror har en verdi på mellom 55 og 70 km/s/Mpc[§2]. For å illustrere denne effekten tenker man seg gjerne universet som en kjempestor bolledeig hvor galaksene er byttet ut med rosiner. Når deigen hever seg, så vil alle rosinene bevege seg fra hverandre som beskrevet av Hubble's lov, og altså fortere jo lengre unna hverandre de er. Slik vil det se ut uansett hvilken rosin (galakse) vi observerer alle de andre rosinene (galaksene) fra. Det betyr ingenting om vi er nær sentrum eller ikke. Konstanten, H₀, uttrykker hvor fort deigen hever seg (eller universet utvider seg).

H₀ er svært viktig fordi den kan brukes både til å beregne omtrent hvor lenge det er siden "Big Bang" og avstanden mellom galaksene. Dette er svært viktige størrelser for vår forståelse av universet. Nøyaktig bestemmelse av H₀ er derfor en av de viktigste oppgavene innen kosmologien.

Universets totale masse og universets fremtidige skjebne.

Et annet av de fundamentale spørsmålene innen kosmologien er om universets totale masse er så stor at gravitasjonskreftene en gang vil stoppe utvidelsen helt, og at universet deretter vil begynne å trekke seg sammen igjen mot noe som en gang i fremtiden kanskje kan bli et nytt "Big Bang". Dette uttrykkes ved den såkalte tetthetsparameteren, W₀ = r /r_c; hvor r er universets virkelige tetthet og r_c er universets kritiske tetthet som uttrykker den tettheten universet må ha for at utvidelsen nesten skal stoppe opp om uendelig lang tid. Universet vil altså utvide seg i all evighet dersom W₀ er mindre enn 1 (dvs. dersom r er mindre enn r_c), mens det til slutt vil "snu" og falle inn mot sentrum igjen dersom W₀ er større enn 1.

Universets totale masse består av såkalt Baryonsk masse og av såkalt mørk masse (Dark Matter); W₀ = W_B + W_DM. Den kunnskapen vi har pr. i dag tyder på at W₀ er mellom 0.1 og 1.0, og at universet derfor vil utvide seg for bestandig. Beregningene er imidlertid så usikre at vi ikke vet om dette er rett. Spesielt usikkert er anslaget for den mørke massen som er all materie som ikke sender ut (emitterer), fanger inn (absorberer) eller sprer lys. Dette er altså masse som vi ikke kan observere på annen måte enn ved tyngdekraften fra den. Målinger av f.eks. rotasjonen av spiralarmene i galakser og av galaksene selv rundt massesenteret i galaksehoper tyder på at minst 80% av all massen i universet er slik mørk masse. Støvet mellom stjernene og galaksene er ikke mørk masse selv om den ikke lyser ved egen hjelp. Årsaken er at dette støvet både absorberer, sender ut og sprer lys. Det finnes teorier for hva mørk masse består av, men man kan pr. i dag ikke med sikkerhet gjøre rede for hva all den mørke massen består av. For de med Internet, er http://space-time-mass.com/ et bra sted å starte om man vil vite mer om dette. Ellers gir http://physics.hallym.ac.kr/education/stellar/darkmatter/essay.html en god oversikt.

Den kosmologiske konstant, inflasjonsteorien og tetthetsvariasjoner på stor skala.

Et tredje fundamentalt spørsmål innen kosmologien er hvorvidt den såkalte kosmologiske konstant, L, er null eller ikke. Denne størrelsen kalles også vakuum-tettheten. Dersom den eksisterer, så betyr det at vakuum også er en form for energi akkurat som stråling og materie er det. I såfall vil vakuum være en av flere eksotiske former for mørk masse. Dette vil påvirke de kosmologiske teoriene.

Det er viktig å merke seg at kvantemekanikken gir rom for en slik vakuum-energi, og at den i såfall vil virke motsatt av tyngdekraften, altså frastøtende på annen masse (anti-gravitasjon). Teoriene sier videre at denne energien kan ha vært enormt stor i det aller tidligste universet like etter "Big-Bang". Resultatet ville i såfall være en ufattelig ekspanderende kraft som i følge enkelte teorier doblet universets størrelse 100 ganger i løpet av ca. 10^-32 sekund (0.000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 01 sekund). Dette er en helt ufattelig utvidelse når vi påpeker at et hydrogenatom vil forstørres til hele det observerbare univers om dets størrelse ble doblet 120 ganger.

Denne ufattelige kortvarige, men enorme utvidelsen av universet kalles gjerne universets inflasjon. En konsekvens av denne Inflasjonsteorien vil være at de ørsmå kvantemekaniske tetthetsvariasjonene som sikkert fantes like etter Big Bang pluteslig ble forstørret opp i kjempestore volumer. De tetteste områdene var kimene til galaksehoper og andre store sturkturer som vi ser i universet i dag.

Inflasjonsteorien betraktes i dag av mange som den mest sannsynlige teorien for å forklare tetthetsvariasjonene som vi ser på stor skala i universet. Den største konkurrenten til denne teorien er Teorien om topologiske defekter som har sin parallell i at defekter i et ellers homogent system kan dannes ved faseoverganger. Et eksempel er metall som sprekker opp eller får ujevn sammensetning ved størkning.

Gode kilder om den kosmologiske konstanten og om Inflasjonsteorien for de med Internet vil være f.eks. http://www2.ari.net/home/odenwald/anthol/fudge.html, http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo_04.htm, http://map.gsfc.nasa.gov/html/lambda.html og http://www2.ari.net/home/odenwald/anthol/decay.html.

Det advarses imidlertid om at dette er relativt komplisert lesestoff.

Ujevnheter i bakgrunnstrålingen og Planck satellitten.

En nøyaktig kartlegging av ørsmå forskjeller i bakgrunnstrålingen fra ulike deler av universet vil avsløre hvordan universets struktur var ca. 300 000 år etter Big Bang da elektronene og atomkjernene kombinerte til grunnstoffer. Tilstrekkelig nøyaktige observasjoner kan ikke gjøres fra jordoverflaten pga. alle forstyrrelsene i atmpsfæren. Med data fra COBE-satellitten har man imidlertid laget et grovt kart over disse forskjellene som vist til venstre på Figur 2 hvor hele universet er brettet ut i to dimensjoner.

Figur 2 : Simulerte kart over variasjoner i den kosmiske bakgrunnstrålingen slik den vil fortone seg med COBE-satellitten (til venstre) og Planck-satellitten (til høyre) dersom Inflasjonsteorien er korrekt modell for dannelse av tetthetsvariasjoner i det tidlige univers.

Konturene av kimene til galaksehoper og store strukturer i det tidlige univers er synlige fra COBE dataene. Oppløsningen er imidlertid kun ca. 10°, slik at vi ikke får noen informasjon om finstrukturen i galaksehop-kimene. Og det er nettopp disse finstrukturene som vil avsløre hvilken av de to konkurrerende teoriene for dannelsen av tetthetsvariasjoner i det tidlige univers; Inflasjonsteorien eller teorien om Topologiske defekter; som er korrekt (eller om nye teorier må utvikles for dette).

Planck-satellitten til ESA (European Space Agency) vil derimot, med sin fantastiske følsomhet på inntil 5 milliontedels Kelvin og imponerende oppløsning på inntil 5 bueminutter, straks gi oss denne informasjonen. Bildet til høyre på Figur 2 viser en simulering av hvordan finstrukturen i bakgrunnsstrålingens temperaturvariasjon vil se ut med Planck-satellitten dersom Inflasjonsteorien er korrekt.

For å kunne beregne H₀, W_B, W_DM og L med stor nøyaktighet må man observere bakgrunnstrålingen over et stort frekvensområde fra ca. 30 - 850 GigaHertz. Da vil man kunne utarbeide et såkalt temperatur/energispektrum som vist på Figur 3 for ulike verdier av Hubble's konstant. De andre kosmologiske konstantene vil også påvirke kurven merkbart. En god oversikt over dette med eksempler kan finnes på Internet-siden http://map.gsfc.nasa.gov/html/parameters.html.

Figur 3 : Endringer i temperatur/energispektret som funksjon av Hubbel's konstant. l er vinkelbølgetall. Den vertikale aksen er styrken til bakgrunnstrålingens temperaturvariasjoner. 

COBE-satellitten undersøkte kun det i denne sammenheng ganske uinteressante, flate området til venstre for verdien 10 på den horisontale aksen på Figur 3.

Planck-satellitten skal imidlertid, med sine to instrumenter (LFI og HFI) som er vist på figur 4, dekke hele området fra 30 til 850 GHz. Man tror at dataene da skal være nøyaktige nok til å bestemme H₀, W_B, W_DM og L med en nøyaktighet på 2-3%.

Figur 4 : Planck-satellittens to instrumenter for måling av stråling fra verdensrommet; Low Frequency Instrument (LFI) til venstre og High Frequency Instrument (HFI) til høyre. LFI detektorene er montert i en ring utenpå HFI som antydet på den midterste skissen.

I tillegg vil Planck-satellitten også fortelle oss hvor mye av universets totale energi som finnes i form av gravitasjonsbølger, samt om f.eks. aktive galakser og om materien i vår egen galakse. Årsaken er at strålingen fra galakser og ulike typer materie i og mellom disse med avanserte regnemodeller vil kunne skilles fra hverandre og fra bakgrunnstrålingen når svært nøyaktige observasjoner gjøres over det svært store frekvensområdet som Planck dekker. De viktigste av disse strålingskildene er vist på figur 5. Vi får altså ikke bare kartlagt bakgrunnstrålingen, men også selve universet.

Figur 5 : Planck-satellitten vil i tillegg til bakgrunnstrålingen (CMB = Cosmic Microwave Background) registrere stråling fra andre strålingskilder samt støy og dopplereffekter som alle må modelleres. De viktigste er vist på denne figuren. Fra høyre mot venstre: Instrumentstøy, Støv, Synkrotron stråling, Fri-fri stråling, Galakser, Doppler effekter og Termiske hoper. Disse bidragene må modelleres. Det at Planck observerer i et så stort frekvensområde gjør denne jobben lettere.

LFI består av 56 radiomottakere som er plassert i en ring rundt HFI som vist på den miderste skissen på figur 4. LFI skal måle i frekvensområdet 30 - 100 GHz. Det skal opereres ved ca. 20 Kelvin, og har en beste oppløsningen på ca. 12 bueminutter. LFI har en beste temperaturfølsomhet på ca. 12 milliontedels Kelvin.

Det er de små hornene helt til høyre på skissen av HFI på figur 4 som er selve HFI-detektorene. Disse 56 bolometrene skal måle i frekvensområdet 100 - 850 GHz. De skal kjøles helt ned til 0.1 Kelvin, og har da en beste oppløsning er på ca. 5 bueminutter. HFI har en beste temperaturfølsomhet på ca. 5 milliontedels Kelvin[§3].

Planck skal plasseres i det såkalte Lagrange punkt nr 2 (L2 ) i verdensrommet[§4]. En satellitt i L2 vil ha eksakt samme omløpstid rundt sola som jorda, og den vil alltid ligge i jordskyggen. Satellitten vil således bli skjermet både fra oppvarmingen og forstyrrende stråling fra sola. Dette er på alle måter det ideelle stedet for Planck-satellitten.

Når får vi svarene på de viktigste spørsmålene ?

Man kan regne med å ha rimelig nøyaktige svar på de viktigste tingene i løpet av 2-4 år etter at Planck er satt i drift forutsatt at våre nåværende kosmologiske teorier er noenlunde korrekte. Dette blir i praksis like etter år 2010 dersom planen om oppskyting i år 2007 holdes. Spørsmålet om hva som forårsaket tetthetsvariasjonene i det tidlige univers vil man derimot få svar på nesten med en gang Planck starter sin datainnsamling som skal ta tilsammen 18 måneder. Da har den dekket hele universet to ganger.

Det vil ta litt lengre tid å bearbeide dataene dersom det viser seg at teorien om Topologiske defekter er korrekt, og ikke Inflasjonsteorien. Årsaken er at man allerede har utviklet de fleste regneprogrammene som er nødvendige for analysene dersom Inflasjoneteorien er korrekt, men ikke for Topologiske defekter. Man vil få en skikkelig utfordring dersom ingen av disse teoriene er korrekte. Det tror man imidlertid er svært lite sannsynlig.

Kommer Planck-satellitten til å fungere som vi håper ?

Det er fremdeles enkelte teknologiske utfordringer som skal løses før måleinstrumentene er gode nok. Et hovedproblem er kjølingen av sensorene som skal ta imot strålingen. Strålingen skal nemlig varme opp detektoren, og ut fra dette skal man måle temperaturforskjeller på noen milliontedels grader. Dette krever ekstrem nøyaktighet av instrumentets temperaturkontroll slik at ikke andre kilder enn den ønskede strålingen skal innvirke på resultatet. I tillegg har man også problemer med at kjølesystemene gir signalstøy som detektorene er følsomme for.

Planck-prosjektet blir gjerne kalt "The Ultimate Prosject" fordi det kommer til å gi oss svar på de mest fundamentale tingene som i dag opptar kosmologene, samt at ingenting tyder på at det er noen vesentlig ny informasjon i stråling ved høyere frekvenser enn det området Planck skal dekke. Man håper og tror at man på en måte kommer til å sette sluttstrek for en hel epoke innen kosmologien.

Prosjektet er kostnadsberegnet til knapt 3 milliarder kroner, hvorav ca. 600-800 millioner utgjør kostnaden til instrumentene. Resten er kostnader til selve oppskytningen av satellitten. En rekke europeiske land er involvert, deriblant Norge, om enn kun med et ganske beskjedent bidrag innen dataprogrammering.

Ytterligere kilder om kosmologi og Planck satellitten på Internet.

De som vil lære mer om de tingene som er omtalt i denne artikkelen, og som har tilgang på Internet, kan i tillegg til de adressene som er nevnt tidligere i artikkelen, ha glede av følgene sider :

Planck hjemmeside : http://astro.estec.esa.nl/Planck/ og spesielt vitenskapssiden på http://astro.estec.esa.nl/Planck/report/redbook/redbook-science.htm

Cobe hjemmeside : http://www.gsfc.nasa.gov/astro/cobe/cobe_home.html

MAP hjemmeside : http://map.gsfc.nasa.gov/Default.html og spesielt kosmologisiden på http://map.gsfc.nasa.gov/html/web_site.html. MAP er NASA's Microwave Anisotropy Probe som skal skytes ut i verdensrommet i år 2000.

Wrights Hjemmeside : http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmo_01.htm. En fin introduksjon til kosmologi.

___________________________________

Fotnoter :

§1: I fysikken bruker man gjerne Kelvin skalaen for å uttrykke temperaturer. Årsaken er at null Kelvin er den absolutt laveste temperaturen som kan oppnås. Denne temperaturen kalles derfor det absolutte nullpunkt. Man beregner temperaturen i°C ved å trekke 273.15 i fra temperaturen i Kelvin. Det absolutte nullpunktet tilsvarer derfor -273.15°C. [Tilbake til §1 i artikkelen].

§2 : Mpc = Mega Parsec = 1 000 000 Parsec = 3 259 000 lysår. Merk at det er blitt mer og mer vanlig blant astronomer å uttrykke Hubble's konstant som h₀ = H₀/100. Dette gir altså h₀= 0.55 dersom H₀ = 55. [Tilbake til §2 i artikkelen].

§3 :En følsomhet på 12 milliontedels K tilsvarer en følsomhet på 12 milliontedels grader celsius. [Tilbake til §3 i artikkelen].

§4 : Objekter i bane rundt sola vil, uten annen påvirkning, ha lengre omløpstid jo lengre unna sola de er. Man skulle derfor tro at en satellitt som plasseres utenfor jorda vil bruke lengre tid rundt sola enn hva jorda gjør. Men dette er ikke nødvendigvis riktig fordi jordas egen gravitasjonskraft vil øke satellittens hastighet. Ved å velge en helt spesiell avstand fra jorda, så vil satellitten få eksakt samme omløpstid som jorda. Dette er det punktet som kalles Lagrangepunkt nr. 2 (L2).Tilsvarende finnes det et punkt mellom jorda og sola (L1), hvor jordas gravitasjonskraft senker satellittens omløpstid akkurat så mye at også dens omløpstid blir eksakt ett år. [Tilbake til §4 i artikkelen].

___________________________________

Sist oppdatert : 23. august 1999.