Universet

Som filosofisk disciplin er kosmologien (læren om Universets struktur og udvikling) lige så gammel som de ældste skriftlige kilder, men først i 1900-tallet, og specielt siden 1960'erne, har vor viden om Universet for alvor fået videnskabeligt fodfæste. Einsteins almene relativitetsteori fra 1915 lagde det matematisk-fysiske fundament, og i 1920'erne fulgte Edwin Hubbles afgørende påvisning af, at Universet ikke er statisk, men udvider sig med tiden. I flere årtier herefter var kosmologien præget af mangel på præcise data, men den teknologiske udvikling i astronomi, fysik og rumfart har fundamentalt ændret dette.

I 1965 påvistes en jævnt fordelt, knap 3 K varm kosmisk baggrundsstråling, der er et levn fra en varm og tæt begyndelse (Big Bang), og i 1990'erne efterviste detaljerede studier af denne stråling grundigt dens kosmologiske oprindelse og gav afgørende viden om Universets struktur og udvikling. Udforskningen af kvasarer efter 1963 samt af fordelingen af galakser og galaksehobe på store afstande har givet vigtige data til forståelsen af Universet. De seneste årtiers forskning har også bekræftet en enestående overensstemmelse mellem de observerede forekomster af lette grundstoffer og beregninger af deres produktion i en tæt og varm fase af Universets udvikling. Tilsammen har disse ting overbevist astronomer og fysikere om, at Universets udvikling kan beskrives inden for rammerne af den såkaldte Big Bang-teori. Med de seneste årtiers gennembrud i elementarpartikelfysikken er det nu sågar muligt at diskutere begivenheder i de første brøkdele af et sekund efter Big Bang på et fysisk grundlag. Inflationsteorierne fra begyndelsen af 1980'erne er blandt de vigtigste eksempler herpå.

Jorden er en tilsyneladende almindelig planet kredsende omkring en typisk hovedseriestjerne, Solen, som igen kredser blandt et par hundrede mia. andre stjerner om centrum af en stor, men ikke atypisk spiralgalakse, Mælkevejssystemet. Denne galakse indgår sammen med Andromedagalaksen og en snes smågalakser i den lokale gruppe af galakser, som igen befinder sig i udkanten af den Lokale Superhob. En sådan hierarkisk struktur med galakser, galaksehobe og superhobe er typisk for fordelingen af lysende stof i Universet, men meget tyder på, at hierarkiet ender på afstande af størrelsesordenen 100 Mpc (megaparsec; 1 Mpc er 3,26 mio. lysår). Betragtet over endnu større afstande er massefordelingen formentlig homogen, dvs. jævnt fordelt i rummet. Dette bekræftes også af den observerede isotropi af bl.a. den kosmiske baggrundsstråling og fordelingen af fjerne radiogalakser. Isotropi betyder, at Universet har samme egenskaber i alle retninger, og hvis den position i rummet, hvorfra vi observerer, ikke er speciel, følger homogeniteten af isotropien. Universets homogenitet og isotropi kaldes tilsammen det kosmologiske princip. Disse egenskaber forsimpler i høj grad den matematisk-fysiske beskrivelse af Universet.

En yderligere forsimpling ville opstå, hvis Universets egenskaber også var uforanderlige i tid. Da Einstein første gang anvendte sin almene relativitetsteori til at beskrive Universets udvikling, var antagelsen om et statisk (tidsuforanderligt) Univers naturlig, men den viste sig svær at indpasse i beskrivelsen. Problemet var, at en statisk løsning til Einsteins ligninger er ustabil. Den indbyrdes gravitationelle tiltrækning mellem masserne i et statisk Univers ville få det til at kollapse. For at modvirke dette indførte Einstein et ekstra led i sine ligninger, en universel frastødning kaldet den kosmologiske konstant, som kunne sikre et statisk Univers. I 1920'erne blev det imidlertid konstateret, at Universet ikke er statisk, men udvider sig med tiden som beskrevet ved Hubbles lov, ifølge hvilken fjerne galakser bevæger sig bort fra os med hastigheder, v, der vokser proportionalt med afstanden, s: v = H∙s, hvor H er den såkaldte Hubble-parameter. På den baggrund opgav Einstein den kosmologiske konstant og kaldte den sit livs største fejltagelse. Der er imidlertid ingen fundamentale grunde til, at et sådant led ikke skulle findes i ligningerne, og nye observationer tyder på, at der faktisk findes en sådan kosmisk frastødning, se nedenfor.

Hubbles lov er grundigt eftervist ved astronomiske observationer, men den præcise værdi af H er fortsat usikker (50-80 km per sekund per megaparsec ifølge de seneste bestemmelser).

Big Bang-teorien giver en beskrivelse af Universets udvikling fra brøkdele af et sekund efter dets opståen. Nedenfor følger en beskrivelse af de vigtigste faser i udviklingshistorien.

t = 0: Big Bang. Her opstod tid og rum, altså Universet, og den kosmiske ekspansion begyndte. Hvordan det skete, endsige hvad (om noget) der gik forud, kan vi ikke beskrive med kendt fysik. Hvis man formelt regner baglæns fra nutiden til Big Bang, vokser massetæthed, temperatur og partikelenergier til uendelig størrelse, mens alle afstande skrumper ind til nul. Men samtidig mister kendte fysiske love deres gyldighed; den almene relativitetsteori rummer singulariteter, og kvanteeffekter optræder på lige fod med gravitationelle effekter, hvilket ingen eksisterende teori kan beskrive i detaljer. Begreber som tid og rum mister deres vante betydning.

t = 10^-43 sekunder: Planck-tiden. Dette er tiden, før hvilken en korrekt kvantegravitationsteori er nødvendig for at beskrive udviklingen. Universets temperatur er 10³² K, de tilsvarende partikelenergier 10¹⁹ GeV.

t = 10^-35 sekunder: inflation. Temperaturen er 10²⁸ K, partikelenergierne 10¹⁵ GeV. Ifølge nogle partikelfysiske teorier kan Universet på dette tidspunkt have gennemgået en kortvarig, men meget kraftig, eksponentiel udvidelse med tiden (inflation), der bl.a. førte til et fladt Univers. Forklaringen herpå er, at Universet her gennemgik en faseovergang fra en tilstand, hvor tre af de fire kendte naturkræfter (den elektromagnetiske, den svage og den stærke vekselvirkning) udviklede sig fra en forenet vekselvirkning ved ekstremt høje temperaturer til to vekselvirkninger (den elektrosvage og den stærke) ved knap så høje temperaturer. I forbindelse med faseovergangen blev Universet i en kort periode "fanget" i en exciteret tilstand med højere energitæthed end den endelige tilstand, og denne ekstra energitæthed virkede som en kosmologisk konstant, der fik ekspansionen til at forløbe eksponentielt med tiden, indtil Universet udviklede sig til den nye grundtilstand. Herunder omdannedes den "falske" energitæthed til en tæt gas af elementarpartikler. Situationen er i nogen grad analog med forsigtig frysning af et glas vand under 0 °C. Vandet kan underafkøles uden at fryse til is, men banker man på glasset, omdannes vandet til is, og der frigives en latent varme svarende til energiforskellen mellem tilstanden vand og tilstanden is. Ud over at føre til et fladt Univers kan inflationen bl.a. forklare dannelsen af de små tæthedsperturbationer, der langt senere udviklede sig til galakser m.m. De opstår nemlig ved rent mikroskopiske, kvantemekaniske fluktuationer, som så udvides til makroskopiske skalaer pga. den voldsomme ekspansion. At Universet består af stof snarere end antistof, menes også fastlagt omkring dette tidspunkt ved partikelfysiske processer.

t = 10^-10 sekunder: den elektrosvage faseovergang. Temperaturen er 10¹⁵ K, partikelenergierne 100 GeV. Den elektrosvage vekselvirkning adskilles i den svage og den elektromagnetiske. Dette er det tidligste tidspunkt, hvor partikelenergierne er små nok til, at fysikken kan testes i jordiske laboratorier. Fx kan den elektrosvage vekselvirknings fundamentale partikler, W⁺, W^- og Z⁰, dannes i acceleratorer ved kollision af partikler med energier omkring 100 GeV.

t = 10^-4 sekunder: kvark-hadron-faseovergang. Temperatur 10¹² K, energi 100 MeV. De hidtil frie kvarker bindes nu tre og tre i atomkernernes byggesten, neutroner og protoner.

t = 1 sekund: svag udfrysning. Temperatur 10¹⁰ K, energi 1 MeV. Gassen af elementarpartikler er nu så tynd og kold, at de svage vekselvirkninger ikke længere holder neutrinoerne i ligevægt med resten af partiklerne. Samtidig udfryses forholdet mellem neutron- og protonforekomsten på ca. 1 til 6.

t = 0,1-10 minutter: kernesyntese. Temperatur 10⁹-10⁸ K, energi 0,1-0,01 MeV. Neutron-proton-forholdet er faldet til ca. 1 til 7 pga. neutronhenfald. En række kernereaktioner fører til, at næsten alle neutroner sammen med et tilsvarende antal protoner danner ⁴He-kerner, mens de overskydende protoner forbliver som brintkerner. Forekomsten af hhv. helium og brint er derefter 25% og 75% af den samlede kernemasse. Endvidere dannes små mængder af ²H, ³He og ⁷Li (hhv. 10^-4, 10^-5 og 10^-10 relativt til antallet af brintkerner), hvorimod alle tungere grundstoffer er opstået langt senere i Universets historie i forbindelse med stjerners energiproduktion (se grundstof (grundstofdannelse)). Den præcise produktion af de enkelte atomkerner afhænger følsomt af et antal kosmologiske parametre, først og fremmest Universets gennemsnitlige indhold af masse i baryonisk (atomar) form. Hvis og kun hvis atomer tilsammen udgør ca. 5% af den kritiske massetæthed i Universet i dag, er der overensstemmelse mellem de beregnede mængder af de lette atomkerner og de observerede mængder, korrigeret for den senere udvikling i grundstofforekomsterne. Denne overensstemmelse betragtes som en af de største triumfer for Big Bang-teorien, da der ikke er andre forklaringer på de observerede forekomster, men samtidig viser det, at størstedelen af det mørke stof, op til 30% af den kritiske massetæthed, må forklares af andet end atomer, fx massive elementarpartikler skabt i Universets tidligste barndom.

t = 300.000 år: atomdannelse. Temperatur 3000 K, energi 0,3 eV. Universet var på dette tidspunkt godt 1000 gange varmere end i dag, hvor den kosmiske baggrundsstråling har en temperatur på 2,726 K. Afstandene var tilsvarende en faktor 1000 mindre end nu svarende til tætheder 10⁹ gange større. Op til dette tidspunkt indeholdt Universet et tæt plasma af atomkerner (navnlig brint), frie elektroner, fotoner (lyskvanter) i et antal af mere end 1 mia. per elektron og proton samt tre typer neutrinoer og antineutrinoer. Hertil skal formentlig tilføjes en ukendt type elementarpartikler i form af mørkt stof. Plasmaet var så tæt, at en foton kun kunne bevæge sig ganske kort uden at støde ind i en elektron og ændre bevægelsesretning. Ved en temperatur omkring 3000 K blev plasmaet imidlertid koldt nok til, at elektronerne kunne indfanges i baner omkring atomkernerne. Der dannedes elektrisk neutrale atomer. Fotonerne kunne herefter bevæge sig frit. Det er disse fotoner, der har bevæget sig frit gennem rummet i de 13-14 mia. år siden da, som i dag observeres som den kosmiske baggrundsstråling. Denne stråling kan således give information om forholdene i Universet ved atomdannelsen ca. 300.000 år efter Big Bang. Fx varierer strålingens temperatur en smule afhængigt af, om den stammer fra en del af den kosmiske urgas, som var lidt tættere eller lidt tyndere end gennemsnittet. Det er disse temperaturvariationer, som bl.a. er studeret fra COBE- og WMAP-satellitterne samt BOOMERANG-ballonen.

t = 1 mia. år: galaksedannelse. De små fluktuationer i massetæthed, der var til stede ved atomdannelsesepoken, ekspanderede ligesom resten af Universet, men pga. gravitationens tiltrækkende effekt udvidede de tætte gasskyer sig langsommere og langsommere, og efter ca. 1 mia. år havde gravitationen helt standset ekspansionen, der afløstes af hurtig sammentrækning under dannelse af galakser, galaksehobe og superhobe. Herefter er det kun rummet mellem galakser og galaksehobe, der udvider sig. Detaljerne i galaksedannelse er blandt de mindre velforståede dele af Big Bang-teorien, men at det i hovedtrækkene er foregået sådan, synes bl.a. bekræftet gennem observationer af de fjerneste (og dermed de yngste, da de udsendte det lys, vi observerer i dag) objekter i Universet.

t = 13-14 mia. år: nutid. Temperatur 2,726 K. Universets præcise alder i dag afhænger af den samlede massetæthed, herunder fordelingen på "almindelig" masse og den kosmologiske konstant, samt af Hubble-parameteren. Men en alder omkring 13,7 mia. år vil være i overensstemmelse med alle nuværende data samt med teoretiske modeller for alderen af de ældste stjerner.

t = ∞: fremtid. Hvis de data holder, som viser, at Universet er fladt, og at den kosmologiske konstant bidrager til en kosmisk acceleration, så vil Universet fortsætte sin ekspansion til evig tid. Hvor ekspansionen i dag foregår som en potensfunktion af tiden, vil den på lang sigt afløses af eksponentiel udvidelse som under inflationsepoken. I så fald bliver Universet et meget øde og trist sted at være om mange mia. år. Bortset fra de gravitationelt sammenknyttede galakser i vor lokale gruppe vil alle andre galakser til sidst bevæge sig så hurtigt væk fra os, at vi ikke vil kunne modtage lyset fra dem (rummet mellem galakserne vil udvide sig så hurtigt, at selv et lyssignal ikke kan overvinde den stigende afstand). Stjernerne i vor egen galakse vil opbruge deres kernebrændsel og blive til hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller, og til sidst vil alt køles ned til nær det absolutte nulpunkt, hvor kun kvantemekaniske fluktuationer med fx udsendelse af Hawkingstråling fra sorte huller forhindrer det totale mørke. Men også disse kilder vil til sidst brænde ud, og medmindre man forestiller sig yderst spekulative begivenheder som fx nye faseovergange eller andet, der kunne ændre forholdene radikalt, tyder meget på en mørk, tom fremtid.

Big Bang-teorien kan i grove træk redegøre for Universets udvikling fra brøkdele af et sekund efter Big Bang via nutiden til en fremtid med evig ekspansion. Baggrundsstrålingen, forekomsten af de lette grundstoffer, Universets alder, observationer af de tidligste galakser samt en række andre data tyder på, at teorien i det store og hele må være rigtig. Ingen alternative teorier kan i tilnærmelsesvis samme detalje redegøre for observationerne. Sådan har det ikke altid været (fx var steady state-teorien et troværdigt alternativ i 1950'erne), og det betyder da heller ikke, at teorien redegør for alle detaljer. En række spørgsmål står åbne og beskæftiger astronomer og fysikere i de kommende år såsom: Hvad er det mørke stof? Hvordan foregår galaksedannelsen i detaljer? Er der en kosmologisk konstant, og hvorfor har den i givet fald den målte værdi? (de foretrukne værdier fra den teoretiske partikelfysik er enten nul eller en absurd høj værdi). Hvad skete der i de allerførste brøkdele af et sekund af Universets eksistens? Og ultimativt (men næppe nogensinde testbart ad fysisk/astronomisk vej og derfor mest af filosofisk interesse): Kan man forestille sig, at "Universet" i virkeligheden ikke blot er ét Univers, men mange realisationer af den samme kvantemekaniske bølgefunktion, måske endda med forskellige fysiske naturkonstanter i forskellige dele, hvor vi så befinder os i en af dem, der tillader liv, som vi kender det? At Universet har netop de egenskaber, der tillader udvikling af intelligent liv, som så kan udforske Universets egenskaber, lægger ifølge det antropiske princip visse bånd på de mulige værdier af fysiske og kosmologiske parametre og fortolkes af nogle som en forklaring på, at Universet ser ud, som det gør.

Det er klart, at jo mere fundamentale spørgsmål, vi stiller om Universet, jo mere flydende bliver grænsen mellem naturvidenskab og filosofi. Men de seneste årtiers hastige udvikling i forskningen har vist, at denne grænse hele tiden flytter sig, og vor viden om Universets opbygning og udvikling vokser i disse år dramatisk. Nye kosmologiske observationer fra satellitter, balloner og jordbaserede observatorier, planlagte elementarpartikelfysiske eksperimenter samt en række teoretiske projekter vil med sikkerhed føre til, at vor forståelse af Universet også i de kommende år vil øges væsentligt.

• Big Bang
• kosmologi
• kosmogoni
• Hubbles lov
• interstellart stof