Titta

UR Samtiden - Fysik för fysiklärare

UR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Om UR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Hur förklarar man Higgspartikeln på en A4-sida? Eller kosmisk mikrovågsbakgrund? Varför lyser inte solfläckarna när de är så heta? Hur kan man se det som inte syns? Några av landets främsta fysiker gör ett par av vår tids viktigaste rön begripliga och tillgängliga för tanken. Från arrangemanget Lärardag i fysik. Inspelat den 30 oktober 2013. Arrangör: Kungliga Vetenskapsakademien.

Till första programmet

UR Samtiden - Fysik för fysiklärare : Planck och den kosmiska mikrovågsbakgrundenDela
  1. Hej! Rahman heter jag.

  2. Jag är forskare i astrofysik
    och kosmologi vid Oskar Klein Centre-

  3. -ett samarbete mellan
    Stockholms universitet och KTH.

  4. Jag ska prata om Planck och
    den kosmiska bakgrundsstrålningen-

  5. -eller ni är ju lärare, så jag
    ska prata till er så att ni förstår.

  6. Lärandemålet med föreläsningen är-

  7. -att ni efteråt ska kunna beskriva
    de centrala begreppen-

  8. -och sambanden mellan dem
    med viss säkerhet.

  9. Bakgrunden till det här
    är nyheten som kom i mars-

  10. -då den europeiska satelliten Planck-

  11. -släppte sin första riktiga analys
    av mikrovågsbakgrunden.

  12. Det var en analys som innehöll
    ungefär två år...

  13. Nej, femton månader av data.

  14. Förra veckan, den 3 oktober-

  15. -skickades de sista kommandona
    till Planck-satelliten.

  16. Det finns data som inte är analyserad
    och jag återkommer till det-

  17. -för det är kanske mest spännande.

  18. Låt oss börja lite närmare oss,
    där vi bor.

  19. Så här skulle Vintergatan kunna se ut
    om man såg den på långt håll.

  20. Vi sitter i den, så vi kan inte
    själva se den på det sättet.

  21. Vintergatan består av 100 miljoner
    stjärnor, varav solen är en.

  22. Vi vet att Vintergatan är en galax
    bland många andra-

  23. -och i det observerbara universum
    har vi 100 miljarder galaxer.

  24. Vi har länge vetat att de flesta
    galaxerna rör sig bort från oss.

  25. Ju längre bort de är, desto fortare
    rör de sig bort från oss.

  26. Universum expanderar.
    Det upptäcktes i början på 30-talet.

  27. Om universum expanderar
    kan vi vrida klockan tillbaka-

  28. -och då måste allt
    ha varit mycket närmare.

  29. Riktigt långt tillbaka i tiden
    borde allt ha varit väldigt nära.

  30. Det är en hörnsten
    i idén om Big Bang-

  31. -tanken att universum
    föddes i Big Bang-

  32. -och när hon blev äldre
    expanderade hon-

  33. -till den majestätiska dam
    vi observerar i dag.

  34. Om den bilden stämmer innebär det
    att om vi tittar tillbaka i tiden-

  35. -borde Big Bang
    ha varit väldigt hett.

  36. Problemet är hur vi tittar tillbaka,
    för ljusets hastighet är ändlig.

  37. Ni som sitter där ser en bild av mig
    som är 0,1 mikrosekunder gammal.

  38. Så lång tid tar det för ljuset
    att gå dit.

  39. Professorerna på första bänk ser mig
    lite tidigare, men ålder, ni vet...

  40. För vardagsbruk
    är det inte särskilt intressant-

  41. -men tittar vi på de stora avstånden
    i universum blir det tidsåldrar.

  42. Tittar vi på planeter
    är de några timmar bort.

  43. Tittar vi på den närmaste galaxen
    är några miljoner bakåt i tiden.

  44. Ju längre bort vi tittar
    desto längre bak i tiden.

  45. Man kan tänka sig att vi borde kunna
    titta bakåt i tiden-

  46. -så långt bort att vi ser Big Bang,
    i princip.

  47. Det kan vi inte riktigt.

  48. Så här ser det ut, ungefär:
    Vi sitter som observatörer-

  49. -och ur vår synvinkel
    sitter vi mitt i universum.

  50. Oavsett i vilken riktning vi tittar
    så tittar vi bakåt i tiden.

  51. Nånstans finns en horisont, som sätts
    av att universum är ändligt gammalt.

  52. Det är den teoretiska gränsen. Om vi
    tittar så långt bak borde vi se-

  53. -när universum var varmt. Vi borde
    kunna se den heta strålningen.

  54. Det har man förutsett ganska länge.

  55. I mitten på 40-talet kom en artikel
    av Gamow, Alpher och Hermann-

  56. -där de förutsåg att bakgrunds-
    strålningen, hettan, från Big Bang-

  57. -borde finnas kvar.

  58. Universum har svalnat sen Big Bang-

  59. -men strålningen borde finnas kvar
    även om den är mycket kallare.

  60. I mitten av 60-talet började Dicke,
    Peebles och Roll vid Princeton tänka-

  61. -att man borde kunna bygga
    ett instrument för att mäta det.

  62. Samtidigt hade två forskare
    i närheten, Penzias och Wilson-

  63. -byggt en radiodetektor eller
    ett radioteleskop i annat syfte-

  64. -men de hade ett bakgrundsbrus
    som de inte fick bort.

  65. Efter ett tag insåg de
    att duvor häckade i deras antenn-

  66. -men även när de fått bort dem
    fanns ett brus som de inte förstod.

  67. Det tog några månader innan grupperna
    började prata med varandra-

  68. -och Dicke, Peebles och Roll förstod-

  69. -att Penzias och Wilson
    hade hittat bakgrundsstrålningen.

  70. De publicerade artiklar samtidigt.

  71. Den vänstra är av Penzias och Wilson-

  72. -och jag ramade in
    temperaturen de mätte: 2,7 Kelvin.

  73. Rymden är inte jättekall,
    inte absoluta nollpunkten-

  74. -utan 3 Kelvin kommer från Big Bang.

  75. Samtidigt kom förklaringen om
    den kosmiska bakgrundsstrålningen.

  76. Penzias och Wilson
    fick nobelpriset 1978 för upptäckten.

  77. Jag som är ung forskare försöker
    kolla hur man får nobelpriset-

  78. -och det finns två huvudlinjer.
    Det kan ni berätta för era elever.

  79. Det enklaste sättet är
    att vara supersmart-

  80. -och göra nåt originellt,
    men det är ganska svårt-

  81. -och det andra, lite lättare sättet
    är att vara supersmart men ha tur-

  82. -som Penzias och Wilson.
    Ska man satsa på nåt-

  83. -om man inte är världens smartaste,
    tror jag att tur är det bästa.

  84. Vad är det då vi ser?

  85. Vi ser strålning och ljus från när
    Big Bang var ungt, men vad är det?

  86. I diagrammet har vi tiden högst upp-

  87. -så till vänster
    har vi för länge sen-

  88. -och till höger
    är det inte så länge sen.

  89. Tanken är att universum expanderar.
    Det upptäckte Hubble och andra.

  90. När vi tittar på universum
    för väldigt länge sen var det varmt.

  91. Temperaturen var hög, så när vi
    går bakåt i tiden ökar temperaturen.

  92. Vi har massa och materia i universum.

  93. Nåt sånt här...

  94. Om vi håller oss till vanlig materia
    har vi protoner och elektroner.

  95. Universum är så varmt att partiklarna
    inte kan forma atomer-

  96. -utan det är en väldigt het gas
    med fria nukleoner och elektroner.

  97. Vi har mycket strålning i universum,
    mer strålning än vanliga partiklar-

  98. -och det är kopplat till
    problemet med antimateria.

  99. När universum är så varmt
    kan strålningen inte färdas fritt-

  100. -utan när den stöter på en elektron
    så sprids den.

  101. Då är universum inte genomskinligt,
    utan fotonerna sprids överallt.

  102. Det finns en annan effekt:
    När universum är så här varmt-

  103. -kan elektroner och protoner
    inte kombineras-

  104. -för så fort det händer
    kommer en foton och joniserar atomen.

  105. Men vi har termisk jämvikt i gasen.

  106. Sen låter vi tiden gå
    och universum svalnar.

  107. Nånstans kring 3 000 Kelvin,
    har temperaturen sjunkit mycket-

  108. -och då går sannolikheten ner
    för spridning på elektronerna-

  109. -och när den sjunker tillräckligt
    är inte ljuspartiklarnas energi-

  110. -hög nog för att jonisera atomerna.

  111. Då kan atomer bildas,
    och i bästa fall kan väte bildas.

  112. När universum har svalnat så mycket-

  113. -kan ljuspartiklarna
    färdas fritt utan att spridas.

  114. Då är universum genomskinligt-

  115. -så mellan det att universum inte var
    genomskinligt till att det blev det-

  116. -borde vi se universum. Det borde
    vara gränsen för hur långt vi kan se.

  117. Gränsen sätts där ljuspartiklarna
    börjar kunna färdas fritt.

  118. Det är den sista spridningsytan, ytan
    där fotonerna inte längre sprids.

  119. Det blir en bild av universum
    i sin barnkammare.

  120. Det är bakgrundsstrålningen.

  121. Om det nu är en bild av universum
    när det var ungt-

  122. -borde fröet till det vi ser i dag
    finnas inskrivet där nånstans.

  123. I dag vet vi att universum
    har galaxer och strukturer.

  124. Om de formades i det tidiga universum
    och sen har växt-

  125. -borde den informationen
    finnas lagrad här.

  126. Det förutsåg man också tidigt,
    men det är väldigt svårt att mäta.

  127. I början på 90-talet-

  128. -skickades en satellit upp-

  129. -som hette COBE,
    Cosmic Background Explorer.

  130. Man kan göra mätningarna från marken,
    men för att få med hela himlen-

  131. -måste man skicka upp satelliter.

  132. Temperaturen som Penzias och Wilson
    mätte var 3 Kelvin. Det är lågt.

  133. Ska man mäta såna temperaturer
    och små fluktuationer-

  134. -måste man ha bra kontroll
    på temperaturen på instrumentet-

  135. -så det inte strålar
    mer än det man ska mäta.

  136. Därför är det svårt att göra.

  137. Man måste skicka ut satelliterna
    långt från jorden, som också värmer.

  138. COBE mätte bakgrundsstrålningen-

  139. -och bekräftade det
    som Penzias och Wilson gjort-

  140. -men det mätte det
    med mycket högre precision.

  141. I diagrammet har ni
    intensitet mot frekvens-

  142. -och felstaplarna
    är förstorade 400 gånger.

  143. Några av er känner nog igen
    att det här är en Planckkurva.

  144. Det är faktiskt den bäst uppmätta
    Planckkurvan i naturen.

  145. Bakgrundsstrålningen,
    som var i termisk jämvikt-

  146. -är den mest precisa svartkroppen
    som nånsin har skådats i naturen.

  147. Ni ser hur otroligt väl
    teorin om kurvan stämmer med data-

  148. -så det är imponerande,
    men COBE gjorde mer.

  149. COBE belönades också med nobelpriset.

  150. Vi är på akademin,
    så jag tjatar om det.

  151. COBE belönades med nobelpriset 2006-

  152. -och John Mather och George Smoot
    var ansvariga för huvudinstrumenten-

  153. -på satelliten.

  154. Instrumentet byggde också
    en karta av bakgrundsstrålningen.

  155. Såna kartor har ni förmodligen sett
    i tidningen.

  156. Man får tänka sig...
    Det är bara en färg här-

  157. -för vi tittar bara på
    när det är 2,727 Kelvin-

  158. -d.v.s. helt plan bakgrundsstrålning.

  159. Ni får tänka er att ni sitter i den
    och att ni ska vrida den...

  160. Det är som en jordglob, fast ni
    ska vrida projektionen runt er-

  161. -så att ni kan se åt alla håll.

  162. Det första de mätte var 2,7 Kelvin,
    själva bakgrundsstrålningen-

  163. -den perfekta svartkroppen.

  164. Om man ökar kontrasten för att mäta
    avvikelser från 2,7 Kelvin-

  165. -ser man följande. Om man först
    ökar kontrasten med faktor 1 000-

  166. -ser man en dipol-

  167. -där det är kallare i en riktning
    och varmare i en riktning-

  168. -för vi rör oss i förhållande
    till bakgrundsstrålningen.

  169. Vi som observatörer rör oss.

  170. "Ge mig en fast punkt
    så lyfter jag universum".

  171. Bakgrundsstrålningen är den fasta
    punkten, viloläget för universum.

  172. Om vi rör oss relativt till det
    ser vi en dopplerförskjutning.

  173. Det blir varmare i den riktning vi
    rör oss, och rödare på andra sidan.

  174. Om vi subtraherar bort dipolen-

  175. -har vi subtraherat bort två saker:
    Svartkroppsstrålningen-

  176. -och dipolen.

  177. Om vi gör det och ökar kontrasten
    till 100 000 ser det ut så här.

  178. Om vi bortser från mitten-

  179. -för vi sitter i galaxen och tittar,
    så Vintergatan strålar mycket-

  180. -ser ni ett mönster.

  181. Det ser ut som brus, och det är det.

  182. Det är bruset-

  183. -som kommer från de små kvant-
    fluktuationer i universums början-

  184. -som gjorde
    att universum inte var helt jämnt.

  185. Fluktuationerna växte sen, och de gav
    oss den struktur vi har i universum-

  186. -med stora galaxkluster
    och strukturer av materia.

  187. Skulle strukturerna inte finnas
    eller små kvantfluktuationer-

  188. -så skulle universum ha varit jämnt.
    Det var precis det man letade efter.

  189. Det var de små fluktuationerna
    man hade förutsett-

  190. -och därför var det en stor upptäckt
    som gjorde att de fick nobelpriset.

  191. Om vi tittar på en annan karta...

  192. Vi är fortfarande på 90-talet-

  193. -så det är två år av COBE-data.

  194. Här har vi manipulerat bilden-

  195. -och fått bort Vintergatan.

  196. Vi ska fortfarande vrida den runt oss
    för det är en bild av hela himlen.

  197. Upplösningen på COBE
    var ungefär 7 grader.

  198. Så pass bra kunde man skilja.

  199. Skillnaden mellan varma
    och kalla fläckar-

  200. -som kom från kvantfluktuationerna,
    som vi snart ska gå in närmare på-

  201. -är ungefär 10 grader i bilden,
    och 10 graders skillnad-

  202. -när ytan bildades,
    när strålningen kunde stråla fritt...

  203. Avståndet mellan 10 grader
    är så stort-

  204. -att de områdena aldrig har varit
    i fysisk kontakt med varandra.

  205. Det är kallare eller varmare områden-

  206. -men de har aldrig kunnat
    utbyta information med varandra.

  207. Då, när strålningen frikopplades-

  208. -var universum ungefär 400 000 år-

  209. -så information från Big Bang
    kunde bara färdas 400 000 ljusår.

  210. Man kan inte färdas snabbare än ljus,
    så punkterna kan inte kommunicera.

  211. Om vi tittar på mindre skalor, då-

  212. -där det faktiskt kan ha hänt saker
    de första 400 000 åren-

  213. -borde vi kunna se effekter av det.
    Det motiverade att man fortsatte.

  214. Det har gjorts flera experiment,
    men jag nämner bara några.

  215. En stor grej, också en satellit-

  216. -var WMAP,
    Wilkinson Microwave Anisotropy Probe.

  217. Wilkinson var ju en av författarna-

  218. -till artikeln från 60-talet
    då man hittade det här.

  219. Här har vi ökat upplösningen,
    så det är brus-

  220. -men ni ser det i högre upplösning.

  221. Här kan vi se mindre strukturer,
    och det här var data som kom 2010.

  222. Nu har vi Planck, som ser ut så.

  223. Vi har gått ytterligare ett steg
    och ökat upplösningen ännu mer.

  224. Vår förmåga att styra bruset
    är mycket bättre.

  225. Vi kan lära oss nåt av bruset.
    Vad är det för nåt?

  226. I stora vinklar ser vi delar
    av universum inte varit i kontakt.

  227. Men ser vi på små delar
    borde vi kunna se-

  228. -processer som har hänt
    under de första 400 000 åren.

  229. Vad är då kvantfluktuationerna?

  230. Vi har en homogen soppa av materia
    med vissa fluktuationer.

  231. Då är soppan inte helt homogen.

  232. På vissa ställen är densiteten högre,
    och på andra ställen är den lägre.

  233. Det blir konsekvensen av
    att det inte är homogent.

  234. Vad händer då om vi låter tiden gå?
    Då ser det ut så här.

  235. I dalarna har vi högre densitet.

  236. Om vi har högre densitet försöker
    tyngdkraften dra dit mer materia.

  237. Den drar dit mer materia,
    och då blir det högre densitet-

  238. -men ju mer materia som dras ner,
    ju mer ökar trycket. Det är en gas.

  239. Vi har mycket gas, som vi
    trycker ihop på ett mindre område.

  240. Då trycker det på åt andra hållet.

  241. Vi har två krafter:
    tyngdkraften i överdensiteterna-

  242. -som försöker samla ihop mer materia-

  243. -och trycket som ökar
    ju mer materia som kommer.

  244. Då får vi svängningar. Tyngdkraften
    trycker ihop, trycket ökar-

  245. -och sen tar tyngdkraften över igen.

  246. Vi får svängningar
    i plasmat eller gasen.

  247. Det finns olika svängningar.
    I fluktuationerna eller bruset-

  248. -finns det brus på alla olika nivåer.
    Det fanns brus på COBE-kartan-

  249. -i områden
    som var 10 grader ifrån varandra.

  250. På Planck syns skillnader
    på små avstånd.

  251. Det är så vitt brus fungerar.
    Det är brus överallt på alla skalor.

  252. Processen händer på alla små skalor
    där information kan utbytas.

  253. Den kommer att fortsätta-

  254. -tills dess att universum har svalnat
    så att fotonerna kan färdas fritt.

  255. Då finns det olika saker.
    På den största skalan-

  256. -hinner man bara med en kompression.

  257. Den skalan bestäms av hur lång tid
    det tar för en kompression att ske.

  258. Har vi en skala som är häften av den-

  259. -kan det ske en kompression
    och sen kan det gå tillbaka igen.

  260. Går vi ytterligare ett steg
    kan det ske två kompressioner.

  261. Det är harmoniska svängningar.
    Det är det beskrivs.

  262. Vi kan se alla harmoniska svängningar
    och alla övertoner i plasmat-

  263. -men det finns en gräns.
    Den största skalan-

  264. -bestäms av hur gammalt universum är
    när det frikopplas-

  265. -och ljudhastigheten,
    som ser till att kompressionen sker.

  266. Det ger oss en skala. Vi vet
    att universum är 400 000 år gammalt.

  267. Vi vet vad ljudhastigheten är
    i plasmat.

  268. Det är hyfsat enkel fysik.

  269. Då kan vi säga att skalan måste vara
    exakt så här stor-

  270. -för så lång tid tar det för ljudet
    att färdas under 400 000 år-

  271. -från att universum föds
    till att bilden fryser.

  272. Det ger oss
    en fysisk skala, en linjal.

  273. Flyttar vi linjalen längre bort
    blir vinkeln mindre-

  274. -så vi kan använda strukturen
    i bakgrundsstrålningen som en linjal-

  275. -och se vad som hänt med universum
    från dess att ljuset kopplades från.

  276. Det är tanken. Bilden visar oss
    som observatörer, så vi är i centrum.

  277. Bilden till vänster
    visar det jag visade nytt-

  278. -att vi har gropar, där tyngdkraften
    trycker ihop materialet-

  279. -så att trycket ökar
    och vi får harmoniska svängningar.

  280. Den övre delen av bilden visar
    linjalen som vi skulle se på himlen.

  281. Ljuspartiklarna sprids, och när
    temperaturen sjunkit färdas de fritt.

  282. Då möts två ljusstrålar hos
    en observatör 14 miljarder år senare.

  283. Vinkelns storlek för standardlinjalen
    beror på universums geometri.

  284. Om universum är platt och
    två ljusstrålar färdas parallellt-

  285. -blir det en viss vinkel.

  286. Om universum däremot är slutet-

  287. -och den tvådimensionella analogin är
    universum som på en sfär-

  288. -blir vinkeln mindre
    än vinkeln för ett platt universum.

  289. Det är ganska enkel fysik.
    Vi vet ungefär hur långt bak det är-

  290. -vi kan se hur temperaturen minskar
    och förstå vad ljudhastigheten är-

  291. -så det är hyfsat enkel fysik
    för att handla om universum.

  292. Om universum är öppet, och då
    tänker man sig det som en sadel-

  293. -går två parallella ljusstrålar isär.

  294. I ett platt rum går de parallellt,
    i ett slutet rum möts de-

  295. -men i ett öppet rum åker de isär.
    I det fallet får vi se vinklar-

  296. -som är mindre än 1.
    Det andra ska vara större än 1.

  297. Vad kan vi göra med det, då?

  298. Vi kan simulera bakgrundsstrålningen-

  299. -i ett slutet, ett platt
    och ett öppet universum.

  300. Vi stoppar in fysiken
    i en datormodell.

  301. Vi tänker oss ungefär hur
    bakgrundsstrålningen ska se ut.

  302. Figuren visar de tre fallen:

  303. Det slutna rummet med större vinklar-

  304. -det platta rummet och
    det öppna rummet med mindre vinklar.

  305. Sen kan vi jämföra simuleringarna
    med verkligheten.

  306. Det gjorde man
    i början av 2000-talet.

  307. Man skickade upp två ballonger
    på Sydpolen för att mäta-

  308. -små delar av himlen. Då såg man
    det som visas i den undre delen.

  309. Man kan försöka jämföra med ögat-

  310. -och se vilken bild
    som beskriver universum bäst.

  311. Nu är vi fysiker, så vi nöjer oss
    inte med den kvalitativa bedömningen-

  312. -utan vill ha siffror.

  313. Hur får man siffror från kartorna?

  314. I det endimensionella fallet-

  315. -om ni har nåt
    som ser ut att vara periodiskt-

  316. -och det här är
    en karta med ett slags mönster...

  317. När vi har en funktion
    som varierar i en dimension-

  318. -kan vi göra fourierserie.

  319. Vi kan använda
    sinus- och cosinusfunktioner-

  320. -och försöka beskriva funktionen.
    Jag beskriver funktionen i rött-

  321. -och fourierkomponenter i blått.

  322. Det är en ganska enkel teknik,
    eller ganska standard.

  323. Det ser ut så här. Det är funktionen
    som vi vill beskriva.

  324. Det händer inget.

  325. Nähä...

  326. Okej. Den skulle röra på sig.

  327. Ja.

  328. Vi struntar i det.

  329. När man beskriver det
    i sinusfunktioner-

  330. -så beroende på hur stor inverkan
    de olika frekvenserna har-

  331. -kan vi säga nåt om vilka frekvenser
    som är dominerande.

  332. Koefficcienterna AN och BN som sitter
    framför fourierkomponenterna-

  333. -säger nåt om betydelsen
    av varje individuell komponent.

  334. Om man gör en fouriertransformation-

  335. -kan man säga: "Vi har en funktion
    och nåt som varierar med t.ex. tid."

  336. Vi kan beskriva det som olika
    funktioner med olika frekvenser-

  337. -men några frekvenser
    har större betydelse.

  338. Om man tittar på tidsfunktionen här
    är det nåt som svänger över lång tid-

  339. -och små ringningar på toppen av dem.

  340. De långa svängningarna är dominanta.

  341. På så sätt kan vi
    dela upp det i siffror-

  342. -eller i värden för vilka vinklar
    som är mer förekommande.

  343. I det tvådimensionella fallet
    använder man klotytefunktioner.

  344. Det är samma sak,
    men en tvådimensionell variant.

  345. Först har man en monopol,
    bara en sfär.

  346. Men det har vi redan tittat på.
    Monopolen var bakgrundsstrålningen.

  347. Det var Planckkurvan
    som vi subtraherade bort.

  348. Nästa steg är
    att beskriva det med dipoler.

  349. Det är bara matematiska funktioner,
    men med ytterligare en dimension.

  350. Dipolen berodde på dopplereffekten,
    på att jorden och vi rörde oss-

  351. -så den kan vi subtrahera bort.

  352. Sen har vi
    alla de andra klotytefunktionerna-

  353. -och triangeln visar
    att det kan fortsätta.

  354. De blir mer och mer komplicerade,
    men är i princip samma sak.

  355. Det kan vi beskriva vår karta
    eller bakgrundsstrålning i termer av.

  356. I ekvationen längst ner
    ser vi temperaturfluktuationer.

  357. Vi hade ökat kontrasten
    med 100 000 gånger.

  358. Det är små temperaturfluktuationer-

  359. -efter att jag subtraherat bort
    monopolen och dipolen.

  360. Som i fourierfallet är det en summa
    av komponenter eller funktioner.

  361. Vi kan rita ett diagram,
    ett frekvensspektrum-

  362. -av vilka av funktionerna, bollarna
    som är mest dominanta-

  363. -och har störst betydelse
    för att beskriva kartan.

  364. Vilka av vinklarna
    har störst betydelse?

  365. Vi får ett frekvensspektrum
    som ser ut ungefär så här.

  366. Det här är från Planck-

  367. -och är det bäst uppmätta frekvens-
    spektrumet av bakgrundsstrålningen.

  368. Alla röda punkter är mätdata,
    och ni ser mätfelen-

  369. -och det blå är modellen.

  370. Det spännande är...

  371. För oss kosmologer är det här "wow",
    därför att för 13 år sen-

  372. -hade man knappt sett
    den första toppen i kurvan.

  373. Det var spekulationer,
    och ballonger gick upp och mätte det.

  374. Det är 13 år sen,
    och nu tittar vi på-

  375. -en, två, tre, fyra, fem, sex toppar
    med oerhört hög precision.

  376. Det är häftigt.
    Topparna motsvaras av frekvenserna-

  377. -de harmoniska svängningarna
    i plasmat.

  378. På den horisontella skalan
    har vi vinklar-

  379. -och på den vertikala skalan
    har vi temperatur.

  380. Vilka av vinklarna är mest betydande-

  381. -för att beskriva plasmat
    och svängningarna?

  382. Den dominanta toppen
    är nånstans vid 1 grad.

  383. För ett litet tag sen sa jag-

  384. -att om universum var platt
    och två ljusstrålar gick parallellt-

  385. -skulle det största avståndet
    ta upp ungefär 1 grad på himlen-

  386. -och universum är nära till platt.
    Det ser vi av bakgrundsstrålningen-

  387. -genom att se på vinklar på kartan.

  388. Sen förekommer även andra toppar-

  389. -och det finns mycket fysik
    även i dem.

  390. De säger nåt om hur mycket
    vanlig materia det finns i universum-

  391. -i förhållande till mörk materia.

  392. Om man går tillbaka till
    den harmoniska oscillatorn-

  393. -kan man tänka sig
    en vikt som hänger i en fjäder.

  394. Om man ändrar massan på vikten-

  395. -ändrar det svängningsmönstret
    eller amplituden-

  396. -och om man ökar
    mängden vanlig massa-

  397. -ändrar det svängningsmönstret
    i ursprungsplasmat. Det ser vi här.

  398. Nu har jag sagt mycket,
    men det här är det mest spännande:

  399. Framtiden.

  400. Det här är fantastiskt och säger oss
    massor om universums geometri-

  401. -hur mycket materia det finns och vad
    som kommer att hända med universum.

  402. Men det vi hoppas på är att...

  403. När man tittar på kartan
    finns det konstiga problem.

  404. Det första har jag berört,
    för i COBE-kartan-

  405. -om man tittar på områden på himlen
    som är 10 grader från varandra-

  406. -och ser på deras bakgrundsstrålning-

  407. -är det delar av universum som aldrig
    har varit i kontakt med varandra.

  408. De är för långt ifrån varandra.

  409. Då är frågan:
    Varför har de samma temperatur?

  410. Varför ser det likadant ut
    om vi tittar 14 miljarder år ditåt-

  411. -som 14 miljarder år ditåt?

  412. Om de aldrig har varit i kontakt
    med varandra-

  413. -varför ser det då likadant ut?
    Varför är hela kartan så jämn?

  414. Det är konstigt.

  415. En annan konstig sak är att
    universums geometri är ganska platt.

  416. Om man ser på vinklarna
    så är vinkeln nära 1.

  417. Det är ett speciellt värde.

  418. I slutna och öppna universum har vi
    alla möjliga grader.

  419. Det kan vara
    en liten eller stor radie på en sfär-

  420. -men platt är bara platt. Det är
    märkligt att det är exakt platt.

  421. Det finns en idé som kan lösa
    båda problemen, som heter inflation.

  422. Långt innan kartan producerades
    i tidiga universum-

  423. -var bitarna sammankopplade. Olika
    delar av himlen kände till varandra.

  424. Det var termisk jämvikt, men sen
    blåstes allt upp oerhört fort-

  425. -snabbare än ljuset. I dag ser det ut
    som om de aldrig har varit i kontakt-

  426. -men de har varit det.

  427. Det är fantastiskt med teorier,
    men det som gör det intressant är-

  428. -att teorierna förutsäger
    observationella signaler.

  429. De förutsäger saker i kartan-

  430. -fina detaljer som ska skilja sig
    om inflationen inte har hänt.

  431. I kartorna-

  432. -och förhoppningsvis i de två år av
    Planckdata som inte har publicerats-

  433. -finns det spår av inflationsepoken.

  434. Det sitter nästan alla kosmologer
    och hoppas på att kunna leverera.

  435. Det kan bli det riktigt häftiga
    som kommer från Planck. Tack.

  436. Tack så mycket!
    - Har ni några frågor?

  437. Vi har en fråga där.

  438. Om vi kan mäta vår hastighet
    jämfört med bakgrundsstrålningen...

  439. Man har ju sagt att alla galaxer
    rör sig bort från varandra-

  440. -och inte pratat om universums mitt,
    men om man kan mäta vår riktning-

  441. -kan man då hitta
    mitten på universum?

  442. Absolut!

  443. Jag brukar säga att du sitter där nu.
    Det gör även jag.

  444. Det ser ut ungefär så här
    för oss observatörer.

  445. Om universum expanderar
    utifrån en punkt eller Big Bang-

  446. -är varje punkt av universum mitten.

  447. Varje observatör, oavsett
    var du befinner dig i universum-

  448. -och om du är i vila jämfört med
    bakgrundsstrålningen ser du detsamma.

  449. Du behöver inte sitta kvar i stolen,
    utan du kan resa dig och röra dig-

  450. -om rummet är universum
    och väggarna bakgrundsstrålningen.

  451. Om du börjar röra dig kommer du
    att se dopplerförskjutningar-

  452. -men vi är alla
    i centrum av universum.

  453. Vi rör oss jämfört med bakgrunds-
    strålningen, men inte från en mitt?

  454. Nej, det finns två saker
    som man måste skilja på.

  455. Det ena är expansionen. När vi
    beskriver den matematiskt säger vi...

  456. Om alla ni här är galaxer-

  457. -kan vi vid en viss tidpunkt beskriva
    varje galax position med koordinater.

  458. Sen kan vi beskriva universum
    genom att multiplicera koordinaten-

  459. -med en funktion som ökar med tiden.

  460. Därför ser allt ut
    att röra sig ifrån oss.

  461. Sen kan du lägga på en egen hastighet
    om du reser dig upp och går i väg.

  462. Då lägger du på din egen hastighet på
    den som ges av universums expansion.

  463. Då kan vi inte beskriva din position
    med en koordinat X en funktion.

  464. Så är det.

  465. Fler frågor...?

  466. Om inte, så tackar vi Rahman igen.
    Vi har fika efter det här.

  467. Textning: Sofie B. Grankvist
    www.broadcasttext.com

Hjälp

Stäng

Skapa klipp

Klippets starttid

Ange tiden som sekunder, mm:ss eller hh:mm:ss.

Klippets sluttid

Ange tiden som sekunder, mm:ss eller hh:mm:ss.Sluttiden behöver vara efter starttiden.

Planck och den kosmiska mikrovågsbakgrunden

Produktionsår:
Längd:
Tillgängligt till:

Astrofysikern Rahman Amanullah från Stockholms universitet förklarar med relativ lättillgänglighet strålningen bakom Big bang, hur den funkar, och varför. I teorin borde vi kunna se ända tillbaka till Big bang, och till den heta strålningen. Han förklarar också hur man på enklaste viset kan få nobelpris i fysik. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Ämnen:
Fysik > Astronomi, Fysik > Strålning
Ämnesord:
Astrofysik, Astronomi, Elektromagnetisk strålning, Kosmisk strålning, Kosmologi, Naturvetenskap, Universum
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning

Alla program i UR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Inledning

Per Olof Hulth, professor emeritus i astropartikelfysik och ledamot av Kungliga Vetenskapsakademien (KVA), inleder fysikdagen för grundskole- och gymnasielärare och berättar samtidigt om KVA:s arbete mot lärare. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: KVA.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Higgspartikeln - 2013 års Nobelpris i fysik

Fysikprofessorn Olga Botner berättar om hur 2013 års Nobelpristagare François Englert och Peter Higgs var och en på sitt håll jagade Higgspartikeln. I grunden är det en fråga om vad massa består av. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Planck och den kosmiska mikrovågsbakgrunden

Astrofysikern Rahman Amanullah från Stockholms universitet förklarar med relativ lättillgänglighet strålningen bakom Big bang, hur den funkar, och varför. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Laser inom miljö, ekologi och medicin

Sune Svanberg, professor emeritus i atomfysik vid Lunds universitet och verksam i Kina, forskar på biofotoniska spektran. Han arbetar brett med både medicin, ekologi och miljö. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Varför lyser solen men inte fläckarna?

Vid en snabb blick på solens yta syns en platt, blank yta och några få fläckar. Men en närmare granskning visar ett grynigt, tredimensionellt mönster i olika strukturer. Göran Scharmer, professor i astronomi, berättar varför solens yta varierar starkt med temperaturen. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Att göra det osynliga synligt

Vid Max IV-laboratoriet i Lund byggs en synkrotronljuskälla som blir en av världens ljusstarkaste. Katarina Norén, forskare vid laboratoriet, förklarar hur det kan förändra framtidens forskning. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Spelbarhet:
UR Skola
Längd:
TittaUR Samtiden - Fysik för fysiklärare

Solneutriner, Icecubes genombrott och andra nya rön

Neutriner kan inte vara masslösa, för då skulle de inte kunna oscillera. Per Olof Hulth, professor emeritus i astropartikelfysik, berättar om några av fysikens senaste rön. Från Lärardag i fysik 2013. Inspelat den 30 oktober. Arrangör: Kungl. Vetenskapsakademien.

Produktionsår:
2013
Utbildningsnivå:
Lärarfortbildning
Beskrivning
Visa fler

Mer fysik

Spelbarhet:
UR Skola
Längd
TittaUR Samtiden - Nobelföreläsningar 2014

Isamu Akasaki, Fysik

Isamu Akasaki tilldelades tillsammans med Hiroshi Amano och Shuji Nakamura 2014 års Nobelpris i fysik. Han föreläser här om hur de lyckades utveckla det blå LED-ljuset, som har revolutionerat ljustekniken för dess stora användningsområde och energisnålhet. Inspelat den 8 december 2014. Arrangör: Kungliga Vetenskapsakademien.

Spelbarhet:
UR Skola
Längd
LyssnaVem vet vad?

Eko

Ibland hör man sin röst efteråt när man har skrikit. Hur går det till när ljud studsar? Vad är eko egentligen? Amen Ainalem och Laura Wihlborg beger sig långt ut i bergen en natt och provar sina röster men råkar också väcka fladdermössen.

Fråga oss