Euclid skal avsløre den mørke energien

Den største gåten?

I en tidligere artikkel om årets Nobelprisvinnere i fysikk kan du lese om hvordan to forskningsgrupper i 1998 til sin store overraskelse oppdaget at universets utvidelse har akselerert de siste fem til seks milliarder år. Denne oppdagelsen lar seg rett og slett ikke forklare dersom tyngdekraften oppfører seg slik vi er vant til at den gjør, for da ville den virke som en brems som får utvidelsen til å skje saktere. For å få utvidelsen til å foregå raskere, trenger vi et stoff som kan sette opp frastøtende tyngdekrefter. Senere målinger har vist at dette stoffet må utgjøre omtrent tre fjerdedeler av den totale massen og energien til universet for å forklare observasjonene. Spørsmålet om hva dette merkelige stoffet er, er kanskje den største gåten i fysikk i dag.

Einsteins tabbe

Det kan synes som vi kunne ha bruk for en ny Einstein for å løse dette problemet. Men kanskje den opprinnelige duger? Einstein lagde den moderne teorien for tyngdekraften, den generelle relativitetsteorien, i 1915. Noe av det første han brukte den til, var å stille opp en modell for universet. Galakser utenfor Melkeveien ble først påvist av Edwin Hubble i 1924, og universets ekspansjon ble oppdaget av samme mann i 1929. Da Einstein satte opp sin første kosmologiske modell, gjorde han det med utgangspunkt i at Melkeveien utgjorde hele universet, og at dette universet var uforanderlig, i den forstand at dets midlere egenskaper ikke endret seg med tiden. 

De opprinnelige ligningene til Einstein fortalte ham imidlertid at et slikt univers ikke var mulig. De sa at universet enten måtte utvide seg, eller trekke seg sammen. Stilt overfor denne ubehagelige oppdagelsen, gjorde han det eneste rette: Han gikk tilbake og forandret på ligningene. Einstein fant ut at han hadde oversett en mulighet da han satte opp ligningene sine for første gang. Prinsippene bak den generelle relativitetsteorien tillot at de inneholdt et ledd som i dag er kjent som den kosmologiske konstanten. Den kan oppføre seg nettopp som en frastøtende tyngdekraft, og ved å velge en passende verdi for den, kunne Einsteins modell beskrive et statisk univers. 

Einstein likte imidlertid ikke det nye leddet han måtte føye til ligningene sine. Han syntes de var mer elegante uten. Da Hubble oppdaget universet utvider seg, og dermed tilsynelatende fjernet grunnen til å ta det med, var Einstein glad for å kunne droppe det. 

Det skulle han imidlertid ikke ha gjort. Den kosmologiske konstanten kan, med en passende justert verdi, gi nettopp den frastøtende tyngdekraften som trengs for å forklare universets akselererende utvidelse. Som den amerikanske fysikeren Edward “Rocky” Kolb spøkefullt har sagt, var dette Einsteins største tabbe: Hadde han holdt fast på den kosmologiske konstanten, ville han ha vært berømt nå!

Problemet med en kosmologisk konstant

Det kan synes som om problemet er løst. Hvis den generelle relativitetsteorien sier at det kan finnes en kosmologisk konstant som får universet til å akselerere, er det jo bare å putte den inn. Men teoretiske fysikere er ikke fornøyde med denne løsningen. De mener at den lager et nytt problem som er større enn det opprinnelige.

Vi har nemlig en slags forståelse av hva den kosmologiske konstanten er. Den er energien det tomme rom, vakuum, har på grunn av såkalte kvantemekaniske nullpunktsvingninger. Nullpunktsvingningene er alltid til stede, selv når alt annet er tatt vekk. Og når vi forsøker å regne ut hvor mye energi vakuum skal ha, og dermed hvor stor den kosmologiske konstanten skal være i henhold til teorien, er resultatet deprimerende. Den teoretiske verdien er en faktor 10¹²⁰, et ett-tall med 120 nuller bak, større enn verdien som trengs for å forklare observasjonene av universets akselererende utvidelse. Noe må ha gått fryktelig galt.

«Det finnes ikke noe problem som er så stort at man ikke kan løpe fra det»

Overskriften er et sitat fra figuren Espen i tegneserien «Knøttene», og kan være egnet som en oppsummering av hovedstrategien til teoretikere stilt overfor problemet med den kosmologiske konstant. De har sett etter andre forklaringer av det akselererende univers, og mer eller mindre stilltiende antatt at vi en dag i fremtiden vil finne feilen i beregningen av den kosmologiske konstanten, og at den riktige utregningen vil vise at den er lik null. Men det er kanskje mer sjenerøst at si at dette ikke er en dum strategi i møte med et vanskelig problem. Det er lurt å prøve mange utveier, og så får observasjoner og eksperimenter til slutt vise hvilken som er den riktige. Man kan dele inn løsningsforslagene i to hovedgrupper. 

To typer mørk energimodeller

Den første hovedgruppen kan vi kalle de egentlige mørk energimodellene. I disse innfører man et nytt stoff med frastøtende tyngdekraft. I den andre hovedgruppen av modeller forsøker man i stedet å forklare akselerasjonen ved å endre måten tyngdekraften oppfører seg på over store avstander. Disse modellene kalles modifiserte gravitasjonsteorier.

De egentlige mørk energimodellene

Den kosmologiske konstant gir, som navnet tilsier, et bidrag til universets masse- og energitetthet som ikke endrer seg med tiden. Dette til forskjell fra, for eksempel, vanlig masse, som har en tetthet som avtar etter hvert som universet utvider seg. I mørk energi-modellene vil tettheten til den mørke energien endre seg med tiden. 

I en typisk mørk energi-modell tenker man seg at universet er fylt med et såkalt skalarfelt. Fra dagliglivet kjenner vi elektriske og magnetiske felter. Slike felt sier noe om styrken til elektriske krefter på et hvert punkt i rommet til bestemte tider. Elektriske og magnetiske felter har en retning, og på fint sier vi at de er vektorfelter. Et skalarfelt er på mange måter som elektromagnetiske felter, men det mangler retning. Dersom naturen inneholder et hittil ukjent skalarfelt som fyller hele universet, og som endrer seg svært langsomt med tiden, viser det seg at det oppfører seg svært likt vakuumenergi.

Selv om mesteparten av universets energi i dag er i form av mørk energi, er ikke forskjellen mellom bidragene fra materien og mørk energi enorm. Det er bare en faktor på omtrent tre som skiller dem. Materie og mørk energi har antakeligvis sin opprinnelse i vidt forskjellige fysiske prosesser. Da virker det litt merkelig at de i dag gir såpass like bidrag til universets energitetthet. Vakuumenergien som mørk energi gir ingen hint om svaret på dette problemet. Dersom den mørke energien er et skalarfelt, kan dette problemet løses. Et skalarfelt kan, til forskjell fra vakuumenergien, variere i tiden. Det er mulig å konstruere skalarfeltmodeller der dynamikken til skalarfeltet naturlig fører til at det i dag bidrar omtrent like mye som materien til universets energitetthet. Problemet med en slik løsning er imidlertid at den er konstruert for formålet, og at lovene som styrer oppførselen til skalarfeltet må finjusteres for at vi skal ende opp med riktig verdi for energitettheten i dag.

Modifiserte gravitasjonsteorier

Observasjonene som tyder på at det finnes mørk energi kan også tolkes som at det er noe feil med gravitasjonsteorien vi bruker. Kanskje vi må bruke en annen gravitasjonsteori når vi skal studere effekter som foregår på lengdeskalaer som strekker seg over flere milliarder lysår?

Fysikere har sett på alternativer til Einsteins gravitasjonsteori i flere tiår, og har kommet opp med en rekke ideer.  En mulighet blant mange, motivert av de ekstra romlige dimensjonene som opptrer i den såkalte strengteorien, er at tyngdekraften «lekker» ut i en eller flere ekstra dimensjoner over kosmiske avstander. Den vil derfor oppleves som svakere i de tre romlige dimensjonene vi regner med til vanlig. Når vi observerer de fjerneste galaksene, ser vi også langt bakover i tid, så tyngdekraften vil se ut til å ha vært svakere før enn den er i dag. Dette kan simulere effekten av et frastøtende bidrag til tyngekraften. 

Test av modeller: Utvidelse og strukturdannelse

Kosmologer lager modeller av universet med varierende grad av detaljer. I de enkleste regner man universet som isotropt, det vil si at det ser likt ut i alle retninger, og homogent, slik at massen er jevnt fordelt. Dette er nøyaktig nok når vi betrakter universet over lengdeskalaer som er større enn noen hundre millioner lysår.  I et høyst hypotetisk forsøk der du tar en kasse med sidelengder av denne størrelsesordenen og plasserer den på tilfeldig valgte steder i universet, ville du finne at den med god presisjon omslutter like mye masse hver gang. Så lenge vi er interessert i de globale egenskapene til universet, som utvidelsesfart og avstand til fjerne objekter, er det derfor tilstrekkelig å jobbe med homogene og isotrope modeller.

Men alle kan se at universet inneholder masseklumper av ulike størrelser, fra galakser til bakterier. Vi kan ikke påstå at vi forstår universets utvikling hvis vi ikke kan beskrive hvordan galaksene ble til. 

Observasjoner av den kosmiske mikrobølgebakgrunnsstrålingen, den eldste resten av Big Bang vi har sett, har fortalt oss at da universet var 400 000 år gammelt, var det ørsmå variasjoner i temperaturen til denne strålingen fra sted til sted. Einsteins gravitasjonsteori sier at da må det ha vært tilsvarende variasjoner i konsentrasjonen av masse.  Det fantes områder der tettheten var litt lavere, og steder der den var litt høyere, enn gjennomsnittet. 

Fordi tetthetsvariasjonene opprinnelig var små, kan vi lage enkle modeller som lar oss følge deres utvikling et godt stykke fram i tid.  Så lenge variasjonene er mindre enn gjennomsnittstettheten, kan vi ta utgangspunkt i de homogene modellene fra forrige avsnitt og behandle variasjonene som små avvik fra disse. 

Det generelle bildet som framkommer i disse såkalte perturbasjonsberegningene er forholdsvis enkelt å forstå. Et område som har høyere massekonsentrasjon enn omgivelsene, vil på grunn av tyngekraften trekke til seg mer masse. Det eneste som motvirker tendensen til at konsentrasjonen øker, er at dette foregår i et univers som utvider seg. Masseklumpen forsøker å trekke til seg mer masse, men denne massen dyttes samtidig vekk av universets ekspansjon. Veksten i massekonsentrasjonen avhenger av den detaljerte balansen mellom disse effektene. 

I realistiske modeller vil massekonsentrasjonene etter hvert bli så høye at perturbasjonsberegninger ikke lenger kan brukes. For å følge en klump hele veien fram til den blir en galakse, trenger man kompliserte datasimuleringer. Men ser vi på fjerne og utstrakte masseklumper, som store galaksehoper, kan vi observere dem på et stadium da resultatene av perturbasjonsberegningene kan brukes. 

Modeller som skal forklare universets akselerasjon kan testes ved at vi beregner hva de forutsier for universets utvidelseshastighet, og hva de sier om hvordan små masseklumper utviklet seg med tiden. Ved å sammenligne forutsigelsene med observasjoner, finner vi ut hvilke modeller vi kan forkaste og hvilke, om noen, som er i samsvar med det vi ser.

Hva skal Euclid observere?

Euclid er et romteleskop med en speilvidde på 1.2 meter. Til dette teleskopet er det knyttet to instrumenter: et kamera og et såkalt spektrometer som forteller hvor intenst lyset er ved ulike bølgelengder. Teleskopet skal observere galakser over et stort område på himmelen som er plukket ut på forhånd. Målet er å fotografere opp mot en milliard galakser, og å registrere spekteret til flere titalls millioner av dem. 

Hva kan spektrene brukes til?

La oss ta for oss spektrene først. Som forklart i en artikkel om årets Nobelprisvinnere i fysikk, er fjerne galakser på vei vekk fra oss, og dette viser seg i spektrene ved at linjer fra kjente grunnstoffer er forskjøvet mot høyere bølgelengder enn vi finner dem ved i eksperimenter på jorda. Denne effekten kalles rødforskyvning. Hubble påviste at det er en sammenheng mellom rødforskyvning og avstand: Jo høyere rødforskyvning en galakse har, desto større avstand har den fra oss. Ved å måle spekteret til en galakse, og samtidig registrere posisjonen dens på himmelkula, bestemer vi posisjonen dens i tre dimensjoner. Gjør vi dette for millioner av galakser, kan vi lage et detaljert kart over hvordan galaksene ligger fordelt i en bit av universet. 

Lyset fra galaksene har brukt tid på å nå fram til teleskopet. Jo lenger unna de befinner seg, desto lenger tid. Rødforskyvningen angir derfor også ved hvilket tidspunkt i universets historie vi ser galaksen. Det betyr at vi ikke bare kan lage et kart over galaksefordelingen, men vi kan også dele dette kartet inn i tidssoner.

Et kart kan være fint i seg selv, men for å kunne teste modeller må vi ha metoder for å trekke kvantitativ informasjon ut av kartet. Statistiske analyser av galaksefordelingen viser seg å være tingen. Man kan for eksempel undersøke hvordan galaksene klumper seg. I Euclid-dataene skal det letes etter en spesiell form for klumping som på fint heter ”Baryoniske Akustiske Oscillasjoner”, eller BAO på kortform. Hva i alle dager er dette?

The hills are alive with the sound of baryons

For å forklare hva BAO er, må jeg dessverre innføre en ny komplikasjon, og i tillegg si litt mer om hva som skjedde da massen i universet begynte å klumpe seg. 

Komplikasjonen er det vi kaller mørk materie. Først av alt må jeg si at mørk materie har vanlig, tiltrekkende tyngdekraft, og den må derfor ikke blandes sammen med mørk energi.  Men ellers deler den to egenskaper med mørk energi: vi vet ikke hva den er, og vi kan ikke se den direkte. En rekke uavhengige observasjoner viser allikevel at universet må inneholde mer masse enn den vi kan se med teleskopene våre. Og selv om vi ikke vet hva den er, vet vi noe om hvilke egenskaper den må ha. Blant annet er den elektrisk nøytral, og eventuelle krefter som virker mellom den og ”vanlig” materie er svake.

Jeg fortalte tidligere om hvordan strukturer i universet ble dannet ved at materieklumper falt sammen på grunn av tyngdekrefter når disse var sterke nok til å overvinne universets ekspansjon. Men det er en annen effekt som virker mot sammentrekningen, nemlig trykket inni klumpen. Jo større trykk, desto mer masse må klumpen inneholde før tyngdekreftene vinner og får den til å falle sammen. I mørk materie er dette trykket så godt som null. Så lenge universets utvidelse ikke er en effektiv brems, vil klumper av mørk materie trekke seg sammen. 

For materien det synlige univers er bygget opp av, forholder det seg annerledes. Tidlig i universets historie var universet så varmt at denne materien var ionisert. Protonene og elektronene som bygger opp atomene svirret fritt rundt. Universet er også fylt med elektromagnetisk stråling, og i det tidlige univers vekselvirket strålingen hyppig med elektrisk ladede partikler som protoner og elektroner. Inntil universet var kaldt nok til at nøytrale atomer kunne dannes, omtrent 400 000 år etter at universet begynte å utvide seg, var protoner, elektroner og fotoner knyttet tett sammen i en gass. På grunn av strålingen, var trykket i denne gassen så høyt at tyngdekraften ikke var sterk nok til å få noen klumper til å begynne å trekke seg sammen. Det den derimot gjorde, var å lage periodiske fortettinger og fortynninger i foton-elektron-protonsystemet. Tyngdekraften fikk klumper til å trekke seg sammen inntil trykkreftene stoppet opp prosessen og fikk de til å utvide seg igjen, og så gjentok det hele seg. Det vi kaller lyd er periodiske fortettinger og fortynninger i luft, og vi kaller derfor dette fenomenet akustiske oscillasjoner. Protonene, som utgjør mesteparten av massen i proton-elektronsystemet, hører til en gruppe av partikler som kalles baryoner. Derav følger navnet ”baryoniske akustiske oscillasjoner”. Det som er viktigst for oss nå, er at disse svingningene har en bestemt bølgelengde som representerer avstanden fra en klump med maksimal fortetting til den neste.

Da utvidelsen hadde pågått i 400 000 år, dannet elektronene og protonene nøytrale atomer. Idet dette skjedde, ble de også frikoblet fra den elektromagnetiske strålingen, og de akustiske oscillasjonene opphørte. Gassen av nøytrale atomer hadde ikke noe nevneverdig trykk, og tyngdekraften kunne dermed innkassere seieren og begynne å få også dette systemet til å klumpe seg skikkelig. Utgangspunktet for klumpingen var mønsteret av fortettinger og fortynninger som fantes i det systemet ble frikoblet fra strålingen. Og områdene med maksimal fortetting fikk dermed en tjuvstart i forhold til andre områder, det var lettere for tyngdekraften å lage klumper der. Avstanden mellom disse områdene var lik bølgelengden til de akustiske oscillasjonene.

Disse klumpene av nøytrale atomer som falt sammen under sine egne tyngdekrefter ble med tider og stunder til galaksene vi ser i universet rundt oss. Og på grunn av fysikken jeg har beskrevet over, var forholdene spesielt gunstige for å lage galakser i områder som befant seg i avstander på en akustisk bølgelengde fra hverandre. Det finnes kompliserende faktorer som at tyngefeltet til klumper av mørk materie også påvirket atomklumpene og forsterket deres tendens til å trekke seg sammen. Dette forstyrret det enkle mønsteret i galaksefordelingen. Men det visket det ikke helt ut. Alt i alt forventer vi derfor at en statistisk analyse av galaksefordelingen vil vise at galakser har en tendens til å klumpe seg i områder som ligger en akustisk bølgelengde fra hverandre. 

Med observasjonene fra Euclid kan man derfor gjøre følgende:

1. Gruppere sammen galakser som befinner seg ved omtrent samme rødforskyvning.
2. Gjennomføre en statistisk analyse i hver gruppe og trekke ut den akustiske bølgelengden.

Hva er poenget? Vel, vi vet faktisk hvor stor den akustiske bølgelengden er, fordi den også finnes igjen i temperaturvariasjonene i den kosmiske mikrobølgebakgrunnen, som er kartlagt med høy presisjon.  Den representerer derfor det vi kaller en standard målestokk. Måler vi derfor dens tilsynelatende størrelse ved en bestemt rødforskyvning, kan vi regne oss fram til hvor langt unna galaksene ved denne rødforskyvningen befinner seg fra oss, se figur 1.

Vi kan med andre ord gjøre det samme som årets Nobelprisvinnere i fysikk gjorde med standard lyskilder, men med den viktige forskjell at vår standard målestokk er kjent med høyere presisjon enn deres standard lyskilde. Ved å bruke de baryoniske akustiske oscillasjonene kan vi slik kartlegge hvor raskt universet utvidet seg ved forskjellige epoker.

Men vi kan gjøre mer med galaksene. Til nå har jeg snakket om en galakses rødforskyvning som om den ene og alene skyldes universets utvidelse. Men i tillegg til dette kosmologiske bidraget, får rødforskyvningen et bidrag fra en eventuell hastighet som galaksen har fordi den tiltrekkes av en nærliggende massekonsentrasjon.

La meg forsøke å gjøre det klarere med et eksempel. I figur 2 ser du fire galakser som faller inn mot hverandre, alle med samme fart v. De har også samme kosmologiske rødforskyvning z. Men rødforskyvningen vi måler i spektrografen skiller ikke mellom bidrag fra universets utvidelse og andre bidrag til farten galaksen har langs synslinjen. Det fører til at vi for den nederste galaksen måler en rødforskyvning z´ som er større enn den kosmologiske, og en rødforskyvning z´´ for den øverste som er mindre enn den kosmologiske. Tolker vi z’ og z’’ som rent kosmologiske vil vi, siden avstanden er proporsjonal med rødforskyvningen, overestimere avstanden til den nederste galaksen, og underestimere avstanden til den øverste. Galaksene til venstre og høyre i figuren har ingen ekstra hastighet langs synslinjen, og for dem vil rødforskyvningen vi måler bare være den kosmologiske. For disse vil avstanden vi estimerer være korrekt. Resultatet av dette er at konfigurasjonen ser sammenklemt ut i lengderetningen. Graden av sammenklemming vil avhenge av hvor høy hastigheten v er, og den avhenger av stor massekonsentrasjonen som trekker på galaksene er. Ved modellering og analyse kan sammenklemmingen vi kan måle i Euclids galaksekart fortelle oss om hvordan massekonsentrasjoner i universet har vokst.

Hva kan galaksebildene brukes til?

Einstein ble verdensberømt da en britisk solformørkelsesekspedisjon fant at lys fra stjerner ble avbøyd i Solas tyngdefelt i samsvar med den generelle relativitetsteorien. Det var med andre ord kjent fra starten at tyngdefelt påvirker bevegelsen til lysstråler, akkurat som linser. Men få trodde at denne effekten var noe særlig annet enn en kuriositet. Et unntak var nordmannen Sjur Refsdal (1935-2009) som i en rekke artikler publisert på midten av 1960-tallet viste hvordan gravitasjonslinser kunne brukes til å kartlegge universets egenskaper. Etter at den første gravitasjonslinsen ble oppdaget i 1979 har teknikkene Refsdal utviklet blitt noen av de viktigste redskapene vi har i kosmologien.

Galaksebildene Euclid kommer til å ta skal brukes til å måle såkalt svak gravitasjonslinsing. Tenk deg at vi ser på en fjern galakse. Vi har grunn til å tro at den er elliptisk, men den ser litt unormalt flatklemt ut. Kan det skyldes at vi ser et fordreid bilde av den fordi lyset den sender ut er blitt avbøyd av massekonsentrasjoner som ligger mellom oss og galaksen? Det kan hende, men det er også mulig at det bare skyldes at synslinjen vår treffer galaksen litt skrått. Men om vi tar bilder av mange galakser i et felt på himmelen, og disse galaksene systematisk er fordreid på samme måte, kan vi regne med at dette skyldes gravitasjonslinseeffekten. Ved å måle graden av forvridning i bildene, kan vi måle størrelsen på massekonsentrasjonen som fungerer som linse. Ved å gjøre dette for mange felt på himmelen og ved flere rødforskyvninger, kan vi måle hvordan massekonsentrasjonene i universet har utviklet seg i tiden.

Gravitasjonslinser kan også brukes til å måle avstander, for avbøyningen av lyset vil avhenge av galaksenes avstand til linsen, og linsens avstand til oss. Dermed gir den svake gravitasjonslinseeffekten oss både informasjon om massekonsentrasjoner og avstander. 

Hvorfor gjøre den samme tingen to ganger?

Du har sikkert lagt merke til at spektrene og fotografiene gir oss den samme typen informasjon: de kan måle hvordan massen klumper seg ved ulike epoker, og hvordan avstander har vokst med tiden. Da har du muligens også stilt spørsmålet om hvorfor det ikke er nok å bare måle spektre, eller bare ta bilder av galakser.

Svaret er at det for så vidt er greit å bare gjøre en av tingene. Men ingen målemetode er fullstendig sikker.  Det er teoretiske usikkerheter forbundet med teknikkene, og det er usikkerheter forbundet med selve måleinstrumentene. Dersom du bruker to helt ulike teknikker, med forskjellige usikkerhetsmomenter, og begge gir samme resultat, kan du imidlertid føle deg ganske trygg på at konklusjonene dine stemmer. 

La oss til slutt se på to viktige anvendelser av resultatene fra Euclid.

Første oppgave: Utelukke en kosmologisk konstant

Den eldste og enkleste forklaringen på universets akselerasjon er den kosmologiske konstanten. Euclids første oppgave burde derfor være å teste om den kan forklare observasjonene. Dersom målingene enkelt kan beskrives av den kosmologiske konstanten, er det liten grunn til å undersøke mer kompliserte modeller.

Neste trinn: Mørk energi eller modifisert gravitasjon?

La oss anta et scenario der dataene fra Euclid utelukker en kosmologisk konstant som forklaring. Det neste vi ønsker å vite, før vi ser detaljert på hvilken modell som passer best, er hvilken hovedtype av modeller den riktige forklaringen finnes blant: mørk energi eller modifisert gravitasjon?

Dersom vi bare hadde hatt observasjoner av avstanden ut til ulike rødforskyvninger, det vil si samme type observasjoner som ble brukt til å påvise akselerert utvidelse i 1998, ville vi ikke være i stand til å skille mellom de to forklaringstypene. Avstandsmålinger bestemmer utvidelseshistorien til universet, men gitt denne kan teoretikere klare å komme opp med både mørk energi- og modifisert gravitasjonsmodeller som gir riktig historikk. Vi trenger mer informasjon for å skille mellom dem. Det er her målingene av hvordan massekonsentrasjonene i universet har vokst kommer inn.

Figur 5 viser hvordan en massekonsentrasjon vokser relativt til startverdien (satt til 1 ved tid = 1) i en modell med vanlig gravitasjon (sort kurve) og i en modifisert gravitasjonsmodell (rød kurve). Jeg har konstruert begge modellene slik at de gir universet nøyaktig samme utvidelseshistorikk. Vi ser at de gir veldig forskjellige forutsigelser for veksten av massekonsentrasjoner. Selv om mine to modeller er urealistiske, og i mer realistiske tilfeller vil forskjellene være mindre, viser beregninger at vi vil være i stand til å skille mellom de to klassene av modeller med nøyaktige målinger av hvordan massen i universet klumper seg.

Hva kommer forskjellene av? Kort fortalt er det to ting som bestemmer hvordan massekonsentrasjonene vokser. Det ene er hvor raskt universet utvider seg, som i modellene over er det samme per konstruksjon. Det andre er sammenhengen mellom massen og tyngdefeltet den setter opp. Noe av det karakteristiske ved en modifisert gravitasjonsteori er at denne sammenhengen er annerledes enn i Einsteins generelle relativitetsteori. Veksten til materiekonsentrasjonene vil derfor være forskjellig i en mørk energi-modell og i en modifisert gravitasjonsteori, selv om begge gir den samme utvidelseshistorikken.

Veien fram mot Euclid: Hva skjer i Norge?

Bak Euclid står et internasjonalt konsortium med deltagere fra mange europeiske land. Av de nordiske landene er Danmark, Finland og Norge med. Det er åtte år igjen til Euclid skal skytes opp, men det betyr ikke at deltagerne kan tvinne tomler fram til 2019. Satellitt, teleskop og instrumenter må bygges og testes, det må utvikles verktøy for å analysere de store datamengdene som vil komme, og analysemetodene må testes mot simulerte observasjoner for å teste om de er gode nok. 

Norsk industri skal bygge deler av det ene instrumentet, Near-Infrared Spectrometer and Photometer (NISP). Institutt for teoretisk astrofysikk skal lede byggingen av disse delene, og sannsynligvis også bidra med arkivsystem for et av dataanalysesentrene. Forskere ved instituttet har tidligere gitt vesentlige bidrag til utviklingen av analyseverktøy for observasjoner av temperaturvariasjonene i den kosmiske bakgrunnsstrålingen, verktøy som blir brukt i internasjonale eksperimenter som Planck og QUIET. De har et godt grunnlag for å gi viktige bidrag til Euclid. Teoretikere ved instituttet jobber med mange typer mørk energi- og modfisert gravitasjonsmodeller, og de vil delta aktivt i planleggingen av dataanalysen, slik at vi får mest mulig informasjon ut av Euclid. 

Skrevet av professor Øystein Elgarøy