1
I denne forelesningen skal vi bli kjent med Big Bang- modellen, som er den beste beskrivelsen av universets historie og struktur som kosmologer har laget :l nå. Vi skal starte med Einstein og hans universmodell fra 1917. Denne var sta:sk, i samsvar med det man visste om universet på det :dspunktet. Russeren Aleksander Friedmann og belgieren Georges Lemaitre lanserte begge løsninger av den generelle rela:vitetsteorien der universet ekspanderer, men det var først med Hubbles oppdagelse av galaksenes rødforskyvning at disse ble tak på alvor. Ikke alle likte tanken på et univers med endelig alder, og Steady State- modellen var lenge et populært alterna:v :l det som ble hetende Big Bang- modellen. Steady State viste seg imidler:d å være i strid med observasjonene. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble oppdaget på midten av 1960- tallet. Den var forutsagt i Big Bang- modellen av Gamow, Alpher og Herman, men deres arbeider var glemt da Penzias og Wilson oppdaget den. Innenfor Steady State- modellen var det ingen grunn :l å forvente denne strålingen. En rekke andre observasjoner gikk også mot Steady State, og den ble raskt forlak av alle unntak Hoyle og kretsen rundt ham. Vi har allerede vært innom mørk materie, men i denne forelesningen skal vi oppsummere grunnene :l at vi mener den finnes, og hvilke tanker vi har om hva den kan være. I 1998 påviste to uavhengige forskergrupper at universets utvidelse har akselerert de siste 6-7 milliarder årene. DeKe er umulig dersom tyngdekraven all:d er :ltrekkende, og for å forklare observasjonene har kosmologer sek seg nødt :l å postulere noe som kallles mørk energi. Det oppfører seg ikke ulikt Einsteins kosmologiske konstant (se de neste lysarkene). Til sluk i denne forelesningen skal vi gjennomgå universets historie i følge Big Bang- modellen, fra dannelsen av de leke grunnstoffene fram :l i dag. Neste forelesning vil så handle om noen av de store uløste gåtene, blant annet hva som fikk Big Bang i gang. 2
Albert Einstein la grunnlaget for moderne kosmologi med sin generelle rela:vitetsteori. Hva var vel mer naturlig enn at han skulle bli den første som brukte den :l å lage en universmodell? Med en universmodell mener vi en matema:sk beskrivelse av hele :drommet. Da Einstein lagde sin modell i 1917, kjente man ikke :l galaksenes rødforskyvning. Man kjente fak:sk ikke :l andre galakser enn vår egen, Melkeveien. Det rådende synet var at universet er sta:sk. For Einstein betydde deke at stjernene i Melkeveien ikke har noen systema:sk tendens :l å bevege seg mot hverandre eller vekk fra hverandre. Han antok at de var jevnt fordelt og beveget seg med :lfeldige has:gheter som var mye mindre enn lyshas:gheten. Men disse antagelsene ga ikke resultatet han håpet på. Ligningene viste at en jevn massefordeling enten må utvide seg eller trekke seg sammen. De ga med andre ord et resultat som ikke stemte med det man mente å vite om universet i 1917. Einstein kunne ha vært modig og stolt på ligningene sine, men ingen kan klandre ham for at han gjorde som han gjorde og heller valgte å stole på de :lgjengelige observasjonene. Han innførte en modifikasjon av ligningene sine som :llot ham å lage en sta:sk universmodell. Modifikasjonen besto i å legge inn et ledd som lagde en slags frastøtende krav som bare kunne merkes på store avstander. Denne er i våre dager kjent som den kosmologiske konstanten. Denne kunne han justere slik at den frastøtende kraven balanserte de :ltrekkende tyngdekrevene fra massefordelingen. Universetmodellen han kom fram :l slik var det vi kaller lukket: Den hadde endelig størrelse, og rommets geometri svarer :l den tredimensjonale overflaten :l en firedimensjonal kule. DeKe er umulig å visualisere, men vi kan forstå enkelte trekk ved å tenke på overflaten :l en vanlig tredimensjonal kule. Vi ser for eksempel at det er mulig å starte i et punkt, bevege seg rek fram, og :l sluk ende opp i punktet der man startet. I prinsippet burde man kunne se sik eget bakhode i Einsteins univers! 3
Edwin Hubble sto bak to av de største oppdagelsene i moderne astronomi. For det første påviste han i 1924 at Andromedatåken ikke var en del av Melkeveien, men måke være en egen galakse. Så, i 1929, publiserte han resultater som viste at galaksene er systema:sk på vei vekk fra oss. DeKe gjorde han ved å måle spektrene deres, og vise at spektrallinjene var forskjøvet mot rødt. Dopplereffekten viste også at galaksene beveger seg raskere vekk desto lenger unna oss de er. Modellene :l Friedmann og Lemaitre forutsa fak:sk disse observasjonene, og ga de også en naturlig tolkning av rødforskyvningen som konsekvens av at rommet mellom galaksene utvider seg. 4
Figuren viser observasjonene som ledet Hubble :l å lansere loven sin: Galaksene beveger seg vekk fra oss med has:gheter som er proporsjonale med deres avstander. Loven er tegnet inn som en rek linje i figuren. Vi ser at observasjonene har en betydelig spredning rundt denne sammenhengen. Det er imidler:d lek å se at det er en tendens :l at has:gheten øker med avstanden. Senere observasjoner har bekrevet Hubbles lov. 5
Det er kanskje fristende å tenke seg at vi befinner oss i ro i universets sentrum siden alle andre galakser er på vei vekk fra oss. Men det ville jo være merkelig om det skulle være slik. Modeller av ekspanderende univers i generell rela:vitetsteori forteller oss at ikke noe punkt trenger å være sentrum i universet. Alle galakser er på vei vekk fra hverandre, lik kronestykker teipet fast :l overflaten av en ballong som blåses opp. UanseK hvilket kronestykke du ser ut fra, vil du se at de andre er på vei vekk fra deg. Og de herner seg fordi ballongoverlaten strekkes, ikke fordi de beveger seg langs overflaten. Slik er det også med galaksene: De herner seg fordi rommet mellom dem blåses opp, ikke fordi de beveger seg vekk fra hverandere gjennom rommet. 6
Dersom galaksene er på vei vekk fra hverandre nå, må de ha vært nærmere hverandre i for:den. Spoler vi utviklingen rik:g langt :lbake, når vi et punkt der de alle befinner seg på samme sted. Galaksestrukurene er bruk opp lenge før vi når det punktet, men vi kan lage et enkelt es:mat for universet alder, forståk som :den som er gåk siden galaksene var samlet i ek punkt, dersom vi antar at de beveger seg med konstant fart. En galakse i avstand d fra oss, har i følge Hubbles lov en fart v=h0*d, der d er avstanden. Men dersom t0 er :den som er gåk siden starten, og v er farten, må d=v*t0. Altså har vi v=h0*v*t0, som Gir t0=1/h0. Med den beste målte verdien vi har for H0, gir deke universet en alder på omtrent 14 milliarder år. Virkeligheten er mer komplisert, for galaksenes fart er ikke konstant. Materie, lysende og mørk, bremser den ned, mens mørk energi gir akselerasjon. Ut i fra det vi vet om hvor mye mørk energi og mørk materie universet har, ser det ut :l at bidragene delvis opphever hverandre, og vi ender opp med en alder som er nær es:matet over. At universet har endelig alder, og at lyset har endelig has:ghet, betyr at det finnes en prinsipiell grense for hvor herne objekter vi er i stand :l å se. Den såkalte Hubblelengden på 14 miliiarder lysår kan brukes som et es:mat på avstanden :l de herneste objektene vi kan se i dag. Den gir imidler:d bare størrelsesordenen av denne avstanden. Måling av avstander i et ekspanderende univers krever at vi holder tunga rek i munnen. Spør vi om hvor langt unna de herneste objektene vi kan se i dag befinner seg NÅ, er svaret omtrent en faktor 3 større. Det skyldes at universet har utvidet seg siden lyset la ut på ferden mot oss. Vi ser at Hubbles konstant, H0, mer eller mindre bestemmer universets alder. De opprinnelige målingene :l Hubble ga en mye høyere verdi enn den som er akseptert i dag, Hubble fant at H0 = 500 km/s Mpc, omtrent 7 ganger høyere enn verdien jeg brukte over. Det gir en alder som er 1/7*14 milliarder år = 2 milliarder år. Det var 7
For noen var problemet med universets alder et hint om at noe var galt med Big Bang- modellen, som modellen ble hetende. Men det største problemet for mange var tanken om at universet hadde en begynnelse i :d. For disse signaliserte et univers som sprang inn i eksistens fra ingen:ng et brudd med fysikkens lover (i neste forelesning skal vi se at det ikke nødvendigvis er :lfelle), og åpnet opp for overnaturlig inngripen. En som ikke vile ha noe av den slags var den engelske astronomen Fred Hoyle. Sammen med kollegene Thomas Gold og Herman Bondi utviklet han en alterna:v modell: Steady State. I denne modellen utvider universet seg, i samsvar med Hubbles lov, men det har allikevel all:d eksistert og vil all:d gjøre det. DeKe kan man få :l dersom man aksepterer at ny materie dannes i de ekspanderene områdene mellom galaksene. Det fantes ingen kjent prosess som kunne gjøre deke, men på grunn av de enorme :dsskalaene som var involvert, var dannelsesraten som trengtes ganske beskjeden. Hoyle mente også at det var enklere å akseptere at ny materie ble dannet gradvis enn at hele universet ble dannet i ek øyeblikk i Big Bang. 8
Både Big Bang og Steady State var konsistente med Hubbles observasjoner. Så lenge det ikke fantes noe særlig annet å teste teoriene mot, var det umulig å skille mellom dem på empirisk grunnlag. Hvilken teori man foretrakk ble derfor et spørsmål om smak og behag, og filosofisk ståsted. 9
Kosmologi ble lenge sek på som en spekula:v bransje, mer preget av matema:kk og filosofi enn en empirisk basert vitenskap. Det fantes allikevel noen som faket interesse for Big Bang- modellen ganske :dlig. En av dem var Richard Chase Tolman som på 1930- tallet utarbeidet hvordan termodynamiske størrelser som temperatur og entropi ville utvikle seg under ekspansjonen. George Gamow brukte Tolmans resultater :l å se på hva som ville skje med en suppe av protoner og nøytroner i de :dlige fasene av universets historie. Han var interessert i å se om mengdeforholdene mellom grunnstoffene hadde sik opphav i Big Bang. Sammen med to studenter, Ralph Alpher og Robert Herman, beregnet han i detalj hvordan fusjonsprosesser mellom protoner og nøytroner ville utvikle seg. Gamow ble nok lik skuffet da de fant ut at bare ubetydelige mengder av grunnstoffer tyngre enn helium ville bli dannet. Men de kunne forklare mengdeforholdet mellom hydrogen og helium. Dessuten forutsa beregningene deres at det ble dannet elektromagne:sk stråliing med sort legeme- spekter, og at denne strålingen fremdeles burde være :l stede, med en temperatur på noen få grader Kelvin. Det var imidler:d få som var interessert i arbeidet, og enda færre som trodde at denne strålingen noensinne kunne påvises. Arbeidet :l Gamow, Alpher og Herman fra 1948 gikk derfor i glemmeboka i flere år. Arno Penzias og Robert Wilson var derfor totalt uvitende om arbeidet :l Gamow & co da de testet ut en antenne for Bell Labs på midten av 1960- tallet. De fant da en uventet støykilde, svarende :l en termisk kilde med temperatur på omtrent 3K. Den var der uansek hvilken vei de pekte antennen. Utallige mulige støykilder ble undersøkt og eliminert, inkludert noen duer som hadde bygde reir i antennen. Da de nevnte målingene sine :l en kollega, brakte denne dem i kontakt med en gruppe astronomer ved Princeton under ledelse av Robert Dicke. Dickes gruppe hadde, uavhengig av Gamow, gjenoppdaget den kosmiske mikrobølgebakgrunnen, som denne strålingen fra Big Bang ble hetende, i sine teore:ske arbeider. De var nå i full gang med å bygge en antenne for å lete eker strålingen. Men de rakk ikke å lete før Penzias og Wilson ringte for å fortelle hva de hadde sek. Legenden sier at da Dicke 10
Allerede før oppdagelsen av bakgrunnststrålingen var imidler:d Steady State i trøbbel. Mar:n Ryles katalogisering av radiogalakser og kvasarer viste klart at disse var mer tallrike før enn de er i dag. Igjen er deke vanskelig å forstå i en modell der universets egenskaper ikke endrer seg med :den. 11
Figuren viser et av resultatene fra den første satelliken som var dedikert :l å måle egenskapene :l mikrobølgebakgrunnen, COBE (COsmic Background Explorer). Den ble skuk opp i 1989, og i 1990 kunne forskerteamet bak satelliken vise fram spekteret :l bakgrunnsstrålingen. Big Bang- teorien forutsier at den skal følge en sort legeme- kurve, og resultatene fra COBE bekrevet deke med en presisjon man knapt hadde turt å drømme om. I figuren er målingene :l COBE tegnet inn sammen med den teore:ske kurven for et sort legeme med temperatur 2.726 K. Vi ser ikke målepunktene, for usikkerheten i dem er mindre enn tykkelsen :l den teore:ske kurven! 12
Big Bang- modellen følger av den generelle rela:vitetsteorien dersom vi antar at fordelingen av masse og energi i universet er homogen og isotrop. En homogen og isotrop fordeling av masse og energi betyr at tekheten er den samme overalt ved alle :dspunkter. Det er selvfølgelig lov å bare anta at universet startet på denne måten, men det er mer naturlig å tenke seg at det fantes avvik fra homogenitet og isotropi. Da viser ligningene at slike avvik ville bli forsterket med :den. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen bekrevet at universet med høy presisjon er isotropt. Senere har kartlegging av galaksenes fordeling bekrevet homogenitet og isotropi. Men dersom vi tenker oss at det ligger en fysisk mekanisme bak deke, får vi et problem. Det er mulig å tenke seg at prosesser i det veldig :dlige univers sørget for at bakgrunnsstrålingen kom i termisk likevekt over et visst område, men innenfor standard Big Bang- teori var det rek og slek ikke :d nok :l at et så stort område som dagens observerbare univers rakk å nå termisk likevekt med samme temperatur overalt. Vi skal i neste forelesning se på det mest populære forsøket på å løse deke problemet, den såkalte inflasjonshypotesen. 13
Vi kan bruke fysikkens lover :l å regne oss bakover i :d i Big Bang- modellen. Men eker hvert når vi punktet der temperaturer og tekheter blir så høye at vi ikke kan regne med at modellene våre er rik:ge lenger. Standardmodellen i par:kkelfysikk er testet opp :l energier som svarer :l temperaturer på en million milliard Kelvin, så våre fores:llinger om hva som skjedde før deke må regnes som mer eller mindre plausible gjetninger. 14
Denne figuren fra boka viser sentrale epoker i universets historie og temperaturen :l bakgrunnsstrålingen ved disse. De :dligste epokene, den der kvantegravitasjon er vik:g og inflasjonsepoken, kommer jeg :lbake :l i neste forelesning. I denne forelesningen vil jeg følge universet fra kjernepar:klene ble dannet fram :l i dag. 15
Protoner og nøytroner er bygd opp av kvarker, og kvarkene holdes sammen av de sterke kjernekrevene. Disse krevene er spesielle, da de blir sterkere ved lave tekheter og energier. De har en egenskap som kalles infrarødt slaveri og som i praksis betyr at kvarker ikke kan opptre isolert ved lave energier. Ingen har noensinne sek en fri kvark. Men i det veldig :dlige univers var energiene og tekhetene høye nok :l at kvarker kunne bevege seg frik over avstander som var mye større enn størrelsen :l protoner og nøytroner. Da hadde vi det som kalles et kvark- gluonplasma (gluoner er par:klene som formidler de sterke kjernekrevene, analogt :l fotonene som formidler elektromagne:ske krever). I flere laboratorier, blant annet ved CERN i Geneve, forsøker man å gjenskape noe som ligner på denne :lstanden ved å kollidere tunge atomkjerner med høye energier. 16
Med leke menes i praksis kjerner opp :l li:um. Men det var overveiende helium- 4 som ble dannet i det korte :dsvinduet da tekhet og temperatur :llot fusjonsprosesser. Det første som måke skje, var at temperaturen ble lav nok :l at deuteriumkjerner som ble dannet (av et proton og et nøytron) ikke straks ble bruk opp av energirike fotoner. Når først deuterium kunne dannes, fusjonerte flesteparten av disse kjernene straks :l helium. Men en rest av deuterium ble igjen, og observasjoner av deuteriumforekomsten er en vik:g sjekk av teorien. Det er vik:g å merke seg at alle tyngre grunnstoffer dannes i stjerner og supernovaer. Vi er virkelig stjernestøv! Eller kjernefysiske avfallsprodukter om du er av den mer kyniske typen. Vi har flere måter å teste teorien for nukleosynstese i det :dlige univers på. Mønsteret av temperaturvariasjoner i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen er en metode, observasjoner av svært gammel gass som ennå ikke er blik brukt i stjernedannelse er en annen. 17
I det følgende skal jeg oppsummere grunnene :l at de fleste kosmologer mener at mesteparten av massen i universet er usynlig. Det meste av deke har vi vært gjennom i :dligere forelesninger. 18
Det kan være nysg å tenke på begrepet unnslipningshas:ghet her. Akkurat som at en rakek som flyr fort nok kan slippe vekk fra Jordas tyngdefelt, vil galakser som beveger seg raskere enn en viss has:ghet kunne frigjøre seg fra tyngdekrevene :l de andre galaksene i en hop. Jo mer masse, desto høyere unnslipningshas:ghet. 19
På 1970- og 80- tallet publiserte Vera Rubin en serie målinger av rotasjonskurver for spiralgalakser. Vi var innom deke i mer detalj i forelesningen om Melkeveien. Dersom synlig masse, stjerner og gass, utgjorde hele massen :l en spiralgalakse, burde rotasjonskurven dens se ut som øverst :l høyre. Men Rubin så en oppførsel som i figuren nederst :l høyre. DeKe viste at det må finnes store mengder usynlig masse, dersom tyngdekrevene oppfører seg slik vi er vant :l at de gjør. 20
Vi kan veie galaksehoper ved å se på hvordan de bøyer lyset :l bakenforliggende galakser. Gravitasjonslinseeffekten (se forelesningen om Melkeveien) gjør deke mulig. Igjen er resultatet at mesteparten av massen i en hop må utgjøres av mørk materie. 21
Samsvar mellom nukleosynteseberegninger og observasjoner av mikrobølgebakgrunnen og mengdeforhold mellom leke atomkjerner i gamle skyer av gass viser at høyst 4% av massen i universet er bygd opp av protoner, nøytroner og elektroner. DeKe er langt mindre enn den mengden mørk materie som trengs. Konklusjonen er at den mørke materien må være ikke- baryonisk. Ingen kjent par:kkel har de reke egenskapene :l å forklare hele mengden av mørk materie som må finnes. 22
En veldig populær ide er at den mørke materien er bygd opp av en av de såkalte supersymmetriske partnerene :l de kjente par:klene. Supersymmetri er en matema:sk egenskap som man kan legge :l Standardmodellen i par:kkelfysikk, og som har som konsekvens at hver eneste par:kkel der har en tyngre superpartner. Teorien sier at den lekeste av disse er stabil og vekselvirker lite med lys og vanlig materie. I :llegg viser beregninger at denne par:kkelen, om den finnes, vil bli produsert i det :dlige univers i de mengdene som trengs for å løse mørk materie- problemet. Supersymmetri testes ved LHC på CERN, og kanskje kan eksperimentene der støke eller avkreve ideen. 23
Det er to vik:ge poeng å få med seg her. Det første er at universets utvidelseshas:ghet reguleres av energitekheten, og at stråling og materie gir ulik utvidelseshas:ghet. Både strålingstekheten og materietekheten avtar mens universet utvider seg og volumet øker. Men strålingstekheten avtar raskere, da bølgelengdene :l fotonene strekkes med ekspansjonen, og dermed avtar energien :l hvert foton sam:dig med at tekheten av dem blir lavere. Men det betyr at når vi går :lbake i :d, øker fotonenes betydning rela:vt :l materie, og de første ca. 50 tusen år av universets historie var energitekheten dominert av stråling. Et strålingsdominert univers utvider seg raskere enn et materiedominert. Det andre vik:ge poenget har med strukturdannelse å gjøre. Strukturer som stjerner og galakser er blik dannet ved at små ujevnheter i massefordelingen har vokst seg større ved å trekke :l seg mer masse fra områdene rundt. Men universets ekspansjon motvirker strukturdannelsen, fordi den forsøker å spre materien jevnere utover. Dersom utvidelsen er for rask, rekker ikke klumpene å vokse seg større. DeKe var :lfelle under den strålingsdominerte fasen. Da universet ble materiedominert, kunne den mørke materien begynne å klumpe seg. Den baryoniske materien vekselvirket med den elektromagne:ske strålingen, og det gjorde at den først kunne klumpe seg da universet ble elektrisk nøytralt. 24
Epoken da de første nøytrale atomene ble dannet kalles rekombinasjon, selv om deke altså var første gang deke skjedde. Temperaturen ble lav nok :l at fotonene ikke kunne ionsiere hydrogentatomer straks de ble dannet. Så lenge elektroner og protoner var adskilt, forstyrret de banen :l fotoner. Men da de slo seg sammen :l nøytrale atomer, kunne fotonene bevege seg nærmest uhindret gjennom universet. Det er denne strålingen vi ser som den kosmiske mikrobølgebakgrunnen i dag. 25
I neste forelesning skal vi se at inflasjonsfasen sake opp små ujevnheter i massefordelingen i universet. TyngdekraVen har senere forsterket disse, og har gjort dem om :l alt vi ser av struktur rundt oss i universet i dag. I den materieredominerte fasen vokste ujevnhetene like raskt som universets ekspansjon. Siden rekombinasjon svarer deke :l en faktor på ca. 1000. Baryoniske fluktuasjoner kunne ikke begynne å vokse før denne epoken, og en faktor 1000 er ikke nok :l å lage strukturer som galakser og galaksehoper. Men fluktuasjoner i den mørke materien har vokst helt siden den materiedominerte fasen begynte. Klumper av mørk materie fantes derfor allerede ved rekombinasjon, og disse forsterket veksten av de baryoniske fluktuasjonene nok :l å forklare det vi ser i dag. Men deke fungerer bare dersom den mørke materien har de reke egenskapene. 26
Par:klene i varm mørk materie beveger seg raskt, og det betyr at de bare kan fanges av sterke tyngdefelt. Det må en stor klump :l for å holde på disse par:klene. DeKe betyr at i et univers med varm mørk materie, må de store strukturene dannes først. Med kald mørk materie er det omvendte :lfellet. Observasjoner viser at mesteparten av den mørke materien må være kald. 27
Fordi fotonene i mikrobølgebakgrunnen må bevege seg gjennom tyngdefeltene som klumpene i den mørke materien seker opp, vil de miste (eller vinne) energi. Det fører igjen :l temperaturvariasjoner av størrelsesorden med variasjonene i tekheten. For at teorien for strukturdannelse skal henge sammen, må disse være av rela:v størrelse på noen hundredels promille. Det var derfor en stor triumf og lekelse for kosmologer da temperaturvariasjoner i bakgrunnstrålingen med den reke størrelsen ble oppdaget av COBE- satelliken i 1992. Nobelprisen i fysikk i 2006 gikk :l John Mather og George Smoot for denne meget vik:ge oppdagelsen. 28
Senere er temperaturvariasjonene i mikrobølgebakgrunnen blik studert i større detalj. De er en vik:g kilde :l kunnskap om det :dlige univers. Her ser vi kart laget av satelliken WMAP. I 2013 vil de første resultatene fra ESA- satelliken Planck bli offentliggjort, og de forventes å gi enda mer detaljert kunnskap om temperaturvariasjonene i bakgrunnsstrålingen. 29
Her ser vi en oppsummering av universets historie, i grove trekk, slik vi kan seke den sammen fra ulike observasjoner i kombinasjon med teore:ske modeller. 30
I generell rela:vitetsteori er tyngdekrav det samme som geometrien :l :drommet, og ligningene sier at den er bestemt av masse- og energitekheten i universet. Siden universet er homogent og isotropt, må krumningen :l rommet være konstant, den samme overalt. Da finnes det bare tre muligheter: den kan være flat som et papirark, krum som overflaten på en kule, eller krum som overflaten på en Pringle. Geometrien svarer :l ulike historiske forløp for universets størrelse. Er tekheten lav nok, er ikke tyngdekraven sterk nok :l å stoppe utvidelsen. DeKe svarer :l åpne og flate geometrier. Er tekheten høy, vil tyngdekraven stoppe og snu utvidelsen. Sammenlign med oppsky:ng av rakek: Den må ha en viss minste fart for å slippe vekk fra Jordas tyngdefelt. Er farten for lav, vinner Jordas tyngdekrav og rakeken faller ned igjen. 31
Her ser vi hvordan universets størrelse endrer seg med :den i de tre ulike typer geometrier. Universets frem:d avhenger av tekheten! I alle fall dersom universet er dominert av materie. Som vi skal se snart, mener vi at det ikke er det i dag. Da forsvinner den enkle sammenhengen mellom geometri og frem:d. Men det er fremdels slik at tekheten bestemmer geometrien :l universet. 32
Det finnes flere måter å bestemme universets tekhet/geometri på, men kanskje den mest elegante og presise måten er å bruke variasjonene i temperaturen :l den kosmiske mikrobølgebakgrunnen. 33
Vi ser varme og kalde flekker i mikrobølgebakgrunnen. Den fysiske størrelsen på disse kan vi bestemme. Vinkelutstrekningen deres på himmelen vil avhenge av hvordan lysstrålene har beveget seg fra rekombinasjonen og fram :l de når oss i dag. Er universet lukket, blir strålene bøyd innover, og flekkene ser større ut. Er det åpent, ser de mindre ut. Ved å måle vinkelutstrekningen deres kan vi dermed bestemme universet geometri. Temperaturkartene fra WMAP viser at universet er svært nær å være flak. 34
I et flak univers vil ekspansjonen aldri stoppe opp, men den vil gå saktere og saktere. Det var derfor en stor overraskelse da to uavhengige grupper i 1998 fant at universet ser ut :l å utvide seg fortere nå enn for fem milliarder år siden. Hvordan er det mulig? TyngekraVen er jo :ltrekkende og burde virke som en brems på ekspansjonen. 35
Her er en enkel animasjon av universets akselererende ekspansjon. 36
SeKer man sammen ulike kosmologiske observasjoner, blir konklusjonen krystallklar: Universet er flak, men bare en liten del av tekheten kommer fra materie. Resten må komme fra et helt annet stoff som kan lage frastøtende tyngdekrever og dermed forårsake akselerert ekspansjon. 37
Her ser vi universets masse- og energibudsjek. Legg merke :l at bare 4% kommer fra atomer, baryonisk materie. Summen av såkalt mørk energi (som gir akselerasjon) og mørk materie utgjør 96%. Mesteparten av massen og energien i universet er av en form vi ikke vet hva er! 38
Her er noen av ideene vi har om hva den mørke energien kan være. I neste forelesning skal vi se spesielt på vakuumenergi og skalarfelter. 39
Det finnes mange ubesvarte spørsmål i kosmologien. Her er noen av dem. I neste forelesning skal vi se mer på Planckepoken og kvantegravitasjon, inflasjon og mørk energi. 40
41