Kosmologisk antigravitation

Den længe latterliggjorte kosmologiske konstant - en af Albert Einsteins opfindelser, som repræsenterer en bizar energiform, indbygget i selve rummet - er en af to konkurrenter til forklaringen på ændringer i farten, hvormed universet udvider sig.

Lawrence M. Krauss*

Indhold:

SÅKALDT TOMT RUM

Indledning
Fatal tiltrækning
Virtuel virkelighed
Alderskrisen
Nothing matters
Box: Universets skæbne
Yderligere læsning

Indledning

Romanforfatteren og socialkritikeren George Orwell skrev i 1946, "At se det, der er foran ens næse, kræver konstant kamp." Disse ord beskriver passende den moderne kosmologis arbejdsforhold. Universet er overalt omkring os - vi er del af det - alligevel skal forskerne se halvvejs gennem det, for at forstå de processer, der fører til vor eksistens på Jorden. Og selvom forskerne tror, at naturens underliggende principper er enkle, er løsningen af dem en anden sag. Tegnene i himlen kan være dunkle. Orwells aksiom er måske gældende for kosmologer, der beskæftiger sig med de nylige observationer af eksploderende stjerner, der er hundreder af millioner lysår væk. I modsætning til de fleste forventninger finder de, at universets udvidelse måske ikke går langsommere, men i stedet sætter hastigheden op.
    Astronomer har mindst siden 1929 vidst, at det synlige univers udvider sig, for da demonstrerede Edwin P. Hubble, at fjerne galakser fjerner sig fra hinanden, som de ville, hvis hele det samlede kosmos størrelse svulmede op. Disse udadrettede bevægelser modvirkes af galaksehobe og alle de planeter, stjerner, gas og støv de indeholder. Selv den minimale tyngdemæssige tiltrækning af f.eks. en papirclip, hæmmer den kosmiske udvidelse en smule. For et årti siden antydede en sammensmeltning af teori og observationer, at der var papirclips og andet stof i universet nok til, at næsten, men ikke helt, stoppe udvidelsen. I de geometriske termer, som Einstein opmuntrede kosmologer til at antage, forekom universet at være "fladt".
    Det flade univers er en mellemting mellem to andre plausible geometrier, der kaldes "åben" og "lukket". I et kosmos, hvor stoffet kæmper med den udadrettede bevægelsesmængde fra Big Bang, repræsenterer det åbne tilfælde ekspansionens sejr: universet vil fortsætte med at ekspandere for evigt. I det lukkede tilfælde, vil gravitationen tage overhånd og universet vil med tiden igen kollapse, sluttende i et gloende varmt "Big Crunch". De åbne, lukkede og flade scenarioer er analoge til at affyre en raket hurtigere end, langsommere end eller nøjagtig med Jordens undvigelseshastighed - den hastighed, som er nødvendig for at overvinde planetens tyngdetiltrækning.
    At vi lever i et fladt univers, den perfekte afbalancering af kræfterne, er en af standard inflationsteoriens kendetegnende forudsigelser. Teorien postulerer en meget tidlig periode med hurtig ekspansion for at løse adskillige paradokser i den almindelige formulering af Big Bang. Skønt universets synlige indhold klart ikke er nok til at gøre universet fladt, viser himlens dynamik, at der er langt mere stof, end man kan se. Det meste af stoffet i galakser og galaksehobe må være usynligt for teleskoper. For mere end et årti siden anvendte jeg betegnelsen "kvintessens" om dette såkaldte mørke stof ved at låne en betegnelse, Aristoteles brugte om æteren - det usynlige materiale, som man antog gennemtrængte hele rummet. [se "Dark Matter in the Universe," af Lawrence M. Krauss; Scientific American, December 1986].

Typer af stof
Type	Sandsynlig sammensætning	Hoved vidnesbyrd	Tilnærmet bidrag til
Synligt stof	Almindeligt stof (hovedsagelig sammensat af protoner og neutroner), som danner stjerner, støv og gas	Teleskop observationer	0,01
Baryonisk mørkt stof	Almindeligt stof som er for svagt til at ses, måske brune eller sorte dværge (massive kompakte halo objekter eller MACHO'er)	Big Bang kernesyntese beregninger og observerede deuterium mængder	0,05
Ikke-baryonisk mørkt stof	Eksotiske partikler som "axioner", neutrinoer med masse eller svagt vekselvirkende partikler (WIMPs)	Synligt stofs gravitation er utilstrækkeligt til at redegøre for stjerners kredsløbshastighed inde i galakser og for galakser inde i hobe	0,3
Kosmologisk "mørkt stof"	Kosmologisk konstant (det tomme rums energi)	Mikrobølgebaggrunden antyder, at kosmos er fladt, men der er ikke nok baryonisk eller ikke-baryonisk stof til at lave det sådan	0,6

UNIVERSETS INDHOLD inkluderer milliarder og milliarder af galakser, som hver indeholder et ligeså svimlende antal stjerner. Alligevel synes størstedelen at bestå af "mørkt stof" med usikker identitet. Hvis dens eksistens bekræftes ville den kosmologiske konstant optræde som en endnu mere eksotisk form for mørkt stof på kosmologiske skalaer. Mængden omega, , er forholdet mellem stoffets tæthed eller energi til tætheden, der kræves til fladhed.

Alligevel medfører overvældende mængder af vidnesbyrd nu, at selv det usete stof ikke er nok til at frembringe et fladt univers. Måske er universet ikke fladt, men snarere åbent og hvis det er tilfældet, skal forskerne ændre - eller kassere - inflationsteori [se "Inflation in a Low-Density Universe," af Martin A. Bucher og David N. Spergel], [Inflation i et univers med lav tæthed]. Eller måske er universet virkelig fladt. Hvis det er, kan dets hovedbestanddele ikke være synligt stof, mørkt stof eller stråling. I stedet må universet, for størstedelens vedkommende, være sammensat af en endnu mere æterisk form for energi, som befinder sig i det tomme rum, inkluderende det, der er lige foran vore næser.

Fatal tiltrækning

Ideen om en sådan energi har en lang og speget historie, som begyndte, da Einstein fuldendte sin almene relativitetsteori, mere end et årti før Hubbles overbevisende demonstration af, at universet udvider sig. Ved at binde rum, tid og stof sammen, lovede relativiteten det, som tidligere havde været umuligt: en videnskabelig forståelse af ikke bare dynamikken for genstande inde i universet, men af selve universet. Der var kun et problem. Ulig andre fundamentale kræfter, som stof mærker, er gravitationen universalt tiltrækkende - den trækker kun; den kan ikke skubbe. Den uophørlige gravitationstiltrækning fra stoffet kunne med tiden få universet til at falde sammen. Så Einstein, der formodede at universet var statisk og stabilt, tilføjede en ekstra størrelse til sine ligninger, en "kosmologisk størrelse", som kunne stabilisere universet ved at frembringe en ny langtrækkende kraft i rummet. Hvis dens værdi var positiv, ville størrelsen repræsentere en frastødende kraft - en slags antigravitation, som kunne opretholde universet under dets egen vægt.
Desværre opgav Einstein efter fem år denne lappeløsning, som han forbandt med sin "største fejltagelse". Stabiliteten, som størrelsen gav, viste sig at være illusorisk og, vigtigere, der begyndte at komme flere vidnesbyrd om, at universet udvider sig. Så tidligt som i 1923 skrev Einstein i et brev til matematikeren Hermann Weyl, at "hvis der ingen kvasi-statisk verden er, så bort med den kosmologiske term!". Som æteren før den, så det ud til, at termen var på vej mod historiens skraldespand.

BREV FRA EINSTEIN, som da var på Prussian Academy of Sciences i Berlin, til den tyske matematiker Hermann Weyl indrømmer, at et univers, hvis størrelse ikke ændrer sig, ville være tilbøjeligt til ekspansion eller kollaps. ”I de Sitter universet fjerner to flydende og ustabile, distinkte punkter sig fra hinanden med accelererende hastighed. Hvis der ikke er en kvasiklassisk verden, så væk med det kosmologiske led!”

Fysikerne var glade for at klare sig uden en sådan overtrædelse. I den almene relativitetsteori er kilden til tyngdekræfter (tiltrækkende eller frastødende) energi. Stof er simpelthen en slags energi. Men Einsteins kosmologiske term er distinkt. Energien, der forbindes med den, afhænger ikke af position eller tid - deraf navnet "kosmologisk konstant". Kraften, som konstanten forårsager, virker selv i fuldstændigt fravær af stof eller stråling. Derfor må dens kilde være en underlig form for energi, der befinder sig i det tomme rum. Som æteren, giver den kosmologiske konstant tomrummet en næsten metafysisk aura. Med dens bortgang, var naturen atter fornuftig.
Eller var den? I 1930'erne dukkede glimt af den kosmologiske konstant op i en fuldstændig anden sammenhæng: arbejdet med at kombinere kvantemekanikkens love med Einsteins specielle relativitetsteori. Fysikerne Paul A.M. Dirac og senere Richard Feynman, Julian Swinger og Shinichiro Tomonaga viste, at tomt rum var mere kompliceret end nogen tidligere havde forestillet sig. Det viste sig, at elementarpartikler spontant kan springe ud af intetheden og forsvinde igen, hvis de gør det i så kort tid, at ingen kan måle dem direkte [se "Exploiting Zero-Point Energy," af Philip Yam; Scientific American, December 1997]. Sådanne virtuelle partikler, som de kaldes, kan forekomme at være lige så langt ude som engle, der sidder på en nålespids. Men der er en forskel. De usete partikler frembringer målelige virkninger som ændringer af atomers energiniveauer såvel som kræfter mellem tæt placerede metalplader. Teorien om virtuelle partikler stemmer med observationer til ni decimaler. (Modsat har engle normalt ingen skelnelig virkning på hverken atomer eller plader). Hvad enten man kan lide det eller ej, det tomme rum er trods alt ikke tomt.

Virtuel virkelighed

Hvis virtuelle partikler kan ændre atomers egenskaber, kunne de så også påvirke universets udvidelse? I 1967 viste den russiske astrofysiker Yakov B. Zeldovich, at virtuelle partiklers energi burde virke præcis som den energi, der er associeret med den kosmologiske konstant. Men der var et alvorligt problem. Kvanteteorien forudsiger et helt spektrum af virtuelle partikler, der strækker sig over enhver mulig bølgelængde. Når fysikerne adderer alle virkningerne, bliver den totale energi uendelig. Selv om teoretikerne ignorerer kvantevirkninger under en vis bølgelængde - ved hvilken dårligt forståede kvantegravitationsvirkninger antagelig ændrer tingene - er den beregnede vakuumenergi omkring 120 størrelsesordener større end energien indeholdt i alt stof i universet.

STEVE K. LAMOREAUX Los Alamos National Laboratory

DEMONSTRATION AF CASIMIR VIRKNINGEN er en måde, hvorpå fysikere har bekræftet teorien om, at rummet er fyldt af flygtige ”virtuelle partikler.” Casimir virkningen frembringer kræfter mellem metalgenstande – for eksempel, en tiltrækkende kraft mellem parallelle metalplader (ovenfor). Løst sagt forhindrer den endelige afstand mellem pladerne virtuelle partikler større end en vis bølgelængde i at blive til virkelighed i mellemrummet. Derfor er der flere partikler udenfor pladerne end mellem dem, en ubalance, der skubber pladerne sammen (nedenfor). Casimir virkningen har en distinkt afhængighed af pladernes form, hvilket gør det muligt for fysikerne at skelne den fra andre naturkræfter.

JARED SCHNEIDMAN DESIGN

    Hvad ville virkningen være af en så enorm kosmologisk konstant? Vi kan få et fingerpeg fra Orwells slogan og nemt sætte en observationsgrænse for dens værdi. Hold hånden frem og se på fingrene. Hvis konstanten var så stor, som kvanteteorien naivt antyder, ville rummet mellem øjnene og hånden udvide sig så hurtigt, at lyset fra hånden aldrig ville nå øjnene. At se, hvad der var foran ansigtet ville være en konstant kamp (så at sige) og man ville altid tabe. Den kendsgerning, at man overhovedet kan se noget betyder, at det tomme rums energi ikke kan være stor. Og den kendsgerning, at vi ikke bare kan se til enden af vore arme, men også til universets fjerne egne, sætter en endnu mere fast grænse for den kosmologiske konstant: næsten 120 størrelsesordener mindre end det ovennævnte estimat. Forskellen mellem teori og observation er den mest forvirrende, kvantitative gåde i fysikken i dag [se "The Mystery of the Cosmological Constant," af Larry Abbott; Scientific American, Maj 1988], [Mysteriet om den kosmologiske konstant].
    Den enkleste konklusion er, at en eller anden, indtil nu uopdaget, fysisk lov får den kosmologiske konstant til at forsvinde. Men selv om teoretikerne kunne tænke sig, at konstanten ville forsvinde, antyder forskellige astronomiske observationer - af universets alder, stoffets tæthed og kosmiske strukturers natur - alle uafhængigt, at den kan være her for at blive.
    Bestemmelse af universets alder er et af den moderne kosmologis ældste emner. Ved at måle galaksers hastigheder kan astronomer beregne, hvor længe det tog dem at nå deres nuværende positioner, idet man antager, at de alle startede samme sted. For en første tilnærmelse kan man ignorere decelerationen forårsaget af gravitation. Så ville universet udvide sig med konstant hastighed og tidsintervallet ville blot være forholdet mellem afstanden mellem galakserne og deres målte separationshastighed - dvs. det reciprokke af den berømte Hubble konstant. Jo højere Hubble konstantens værdi er, jo hurtigere er udvidelsens hastighed og derfor jo yngre er universet.
    Hubbles første estimat af den konstant, der fik hans navn, var næsten 500 kilometer pr. sekund pr. megaparsec - hvilket ville betyde, at to galakser, der er adskilt med en afstand på en megaparsec (omkring tre millioner lysår), i gennemsnit bevæger sig væk fra hinanden med 500 kilometer pr. sekund. Denne værdi ville medføre en kosmisk alder på omkring to milliarder år, hvilket er i pinlig modstrid med Jordens kendte alder - omkring fire milliarder år. Når stoffets gravitationstiltrækning medtages i beregningen, forudsiger analysen, at genstande bevægede sig hurtigere i begyndelsen og derfor tog endnu mindre tid om at nå deres nuværende positioner end hvis deres hastighed havde været konstant. Denne forfining reducerer aldersestimatet med en tredjedel, hvilket uheldigvis gør uoverensstemmelsen værre.
    Gennem de seneste syv årtier har astronomerne forbedret deres bestemmelse af udvidelseshastigheden, men spændingen, mellem universets beregnede alder og alderen for objekter inde i det, har overlevet. I det sidste årti, med opsætningen af Hubble Space Telescope og udviklingen af ny observationsteknikker, begynder forskellige målinger af Hubble-konstanten omsider at konvergere. Wendy L. Freedman fra Carnegie Observatories og hendes kolleger har udledt en værdi på 73 kilometer pr. sekund pr. megaparsec (med det mest sandsynlige område, afhængig af eksperimentfejl, på 65 til 81) [se "The Expansion Rate and Size of the Universe," af Wendy L. Freedman; Scientific American, November 1992], [Universets udvidelseshastighed og stxrrelse]. Disse resultater placerer den øvre grænse for alderen af et fladt univers ved omkring 10 milliarder år.

Alderskrisen

Er den værdi gammel nok? Den afhænger af alderen af de ældste objekter, som astronomerne kan datere. Blandt de ældste stjerner i vor galakse er dem, man finder i tætte grupper, som kaldes kuglehobe, af hvilke nogle findes i udkanten af vor galakse og således menes at være dannet før resten af Mælkevejen. Vurderinger af deres alder, baseret på beregninger af hvor hurtigt stjerner brænder deres kernebrændstof, har traditionelt ligget i området fra 15 til 20 milliarder år. Sådanne objekter så ud til at være ældre end universet.

KORT OVER MODELLER

For at afgøre om denne alderskonflikt var en fejl ved kosmologien eller stjernemodellerne, genvurderede mine kolleger Brian C. Chaboyer, da på Canadian Institute of Theoretical Astrophysics, Pierre Demarque fra Yale University, Peter J. Kernan fra Case Western Reserve University og jeg i 1995 kuglehobenes alder. Vi simulerede livscyklus for tre millioner forskellige stjerner, hvis egenskaber dækkede de eksisterende usikkerheder og sammenlignede derefter vore modelstjerner med dem, der findes i kuglehobe. Vi konkluderede, at de ældste kunne være så unge som 12,5 milliarder år, hvilket stadig ikke stemte med alderen på et fladt, masse-domineret univers.
    Men for to år siden reviderede Hipparcos satellitten, opsendt af European Space Agency for at måle placeringen af over 100.000 nærtliggende stjerner, afstanden til disse stjerner og indirekte til kuglehobene. De ny afstande påvirkede vurderinger af deres lysstyrke og tvang os til at udføre vor analyse igen, fordi lysstyrken bestemmer hastigheden, hvormed stjernerne forbrænder deres brændstof og derfor deres livslængde. Nu ser det ud til, at stjernerne, ved grænsen for deres observationelle fejlmærker, kan være så unge som 10 milliarder år gamle, hvilket lige er konsistent med de kosmologiske aldre.
    Men denne marginale overensstemmelse er utilfredsstillende, fordi den kræver, at begge sæt aldersestimater er nær kanten af deres tilladte områder. Det eneste resterende, som kan give efter, er antagelsen om, at vi lever i et fladt, stof-domineret univers. En lavere stoftæthed, som kendetegner et åbent univers med langsommere deceleration, ville lette spændingen noget. Selv da, ville den eneste måde at hæve universets alder over 12,5 milliarder år på være at overveje et univers domineret ikke af stof men af en kosmologisk konstant. Den resulterende frastødende kraft ville få Hubble udvidelsen til at accelerere med tiden. Galakserne ville have fjernet sig fra hinanden langsommere, end de gør i dag og ville tage længere tid om at nå deres nuværende adskillelse, så universet ville være ældre.
    De nuværende aldersestimater er kun antydninger. I mellemtiden er andre af observationskosmologiens piller også blevet rystet. Medens astronomerne har undersøgt stadig større områder af kosmos, har deres evne til at opregne dets indhold forbedret sig. Nu er der en overbevisende sag for, at den totale mængde stof er utilstrækkelig til at give et fladt univers.
    Denne kosmiske optælling involverer for det første beregninger af Big Bangs syntese af grundstoffer. De lette grundstoffer i kosmos - brint, helium og deres sjældne isotoper som deuterium - blev skabt i det tidlige univers i relative mængder, som afhang af antallet af til rådighed værende protoner og neutroner, normalt stofs bestanddele. Ved at sammenligne mængderne af de forskellige isotoper, kan astronomerne således udlede den totale mængde almindeligt stof, der blev fremstillet i Big Bang. (Der kunne naturligvis også være andet stof, som ikke er sammensat af protoner og neutroner).
    De relevante observationer tog et stort skridt fremad i 1996, da David R. Tytler og Scott Burles fra University of California at San Diego og deres kolleger målte den primordiale udbredelse af deuterium ved brug af absorptionen af laserlys i intergalaktiske brintskyer. Fordi disse skyer aldrig har indeholdt stjerner, kan deres deuterium kun være skabt af Big Bang. Tytlers og Burles opdagelse betyder, at middeltætheden af almindeligt stof er mellem 4 og 7 procent af den mængde, der kræves for at universet er fladt.
    Astronomerne har også undersøgt stoffets tæthed ved at studere de største gravitationsbundne objekter i universet: hobe af galakser. Disse grupperinger af hundreder af galakser udgør næsten alt synligt stof. Det meste af deres lysende indhold tager form af varm intergalaktisk gas, som udstråler røntgenstråling. Denne gas' temperatur, udledt fra røntgenstrålernes spektrum, afhænger af hobens totale masse: i mere massive hobe er gravitationen stærkere og derfor må den temperatur, der støtter gassen mod gravitationen, være højere, hvilket driver temperaturen op. I 1993 samlede Simon D.M. White, nu på Max Planck Institute for Astrophysics i Garching, Tyskland og hans kolleger information om adskillige forskellige hobe til et argument for, at lysende stof redegjorde for mellem 10 og 20 procent af objekternes totale masse. Når de kombineres med målingerne af deuterium medfører disse resultater, at hobstoffets totale tæthed - inkluderende protoner og neutroner såvel som mere eksotiske partikler som visse mørkt-stof kandidater - højst udgør 60 procent af det, der kræves for at udflade universet.

Opsummering af udledte værdier for tætheden af kosmisk stof
Observation
Universets alder	<1
Tætheden af protoner og neutroner	0,3 - 0,6
Galakse hobdannelse	0,3 - 0,5
Galakse udvikling	0,3 - 0,5
Kosmisk mikrobølgebaggrundsstråling	1
Supernovaer type 1a	0,2 - 0,5

MÅLINGER af bidrag til fra stof er i grov overensstemmelse. Skønt hver måling har sine skeptikere, accepterer de fleste astronomer nu, at stof alene ikke kan gøre lig med 1. Men andre former for energi, som den kosmologiske konstant, kan måske også bidrage.

Et tredje sæt observationer, som også har betydning for fordelingen af stof på de største skalaer, støtter det synspunkt, at universet har for lidt stof til at gøre det fladt. Måske har intet andet underfelt af kosmologien gjort så store fremskridt i de sidste 20 år som forståelsen af de kosmiske strukturers oprindelse og natur. Astronomer havde længe antaget, at galakser samlede sig fra små koncentrationer af stof i det tidlige univers, men ingen vidste, hvad der kunne have frembragt sådanne svingninger. Udviklingen af den inflatoriske teori i 1980'erne gav den første plausible mekanisme - nemlig forstørrelsen af kvantefluktuationer til makroskopisk størrelse.
Numeriske simulationer af strukturernes vækst efter inflation har vist, at hvis mørkt stof ikke var lavet af protoner og neutroner, men af en anden slags partikel (som såkaldte WIMPs), så kunne små krusninger i den kosmiske mikrobølgebaggrundsstråling vokse til de strukturer, der ses nu. Desuden skulle koncentrationer af stof stadig udvikle sig til galaksehobe, hvis den samlede stoftæthed er høj. Den relativt langsomme vækst af antallet af store hobe i universets senere historie antyder, at stoftætheden er mindre end 50 procent af kravet for et fladt univers [se "The Evolution of Galaxy Clusters," af J. Patrick Henry, Ulrich G. Briel og Hans Böhringer; Scientific American, December 1998].

Nothing Matters

KOSMISK TILFÆLDIGHED er et af mange mysterier, der omgiver den kosmologiske konstant. Almindeligt stofs middeltæthed falder, når universet ekspanderer (rød). Den tilsvarende tæthed, repræsenteret af den kosmologiske konstant, er fast (sort). Så hvorfor har de to næsten samme værdi i dag, til trods for deres modsatte adfærd? Deres sammenfald er enten tilfældigt, en forudsætning for menneskelig eksistens (en appel til det svage antropiske princip) eller et tegn på en mekanisme, man i øjeblikket ikke kan forestille sig.

GEORGE MUSSER OG DMITRY KRASNY

De mange resultater som viser, at universet har for lidt stof til at gøre det fladt, er blevet overbevisende nok til, at overvinde den stærke teoretiske fordom mod denne mulighed. To tolkninger overlever: enten er universet åbent eller også bliver det gjort fladt af en slags ekstra energi, som ikke har forbindelse med almindeligt stof. For at skelne mellem disse alternativer har astronomerne forceret målinger af mikrobølgebaggrunden ved høj opløsning. De første indikationer tyder på et fladt univers [Det omvendte univers, o.a.]. I mellemtiden har forskere, som studerer fjerne supernovaer, leveret de første direkte, omend uprøvede, vidnesbyrd for, at universets udvidelse accelererer, et sigende tegn på en kosmologisk konstant med samme værdi som de andre data [se "Surveying Space-time with Supernovae," af Craig J. Hogan, Robert P. Kirshner og Nicholas B. Suntzeff; Scientific American, Januar 1999]. Observationer af mikrobølge baggrunden og supernovaer belyser to forskellige sider af kosmologi. Mikrobølge baggrunden afslører universets geometri, som er følsom for energiens totale tæthed, uanset dens form, hvorimod supernovaerne direkte afprøver universets udvidelseshastighed, som afhænger af forskellen mellem stoffets tæthed (som nedsætter udvidelseshastigheden) og den kosmologiske konstant (som kan forøge den).
    Tilsammen antyder alle disse resultater, at konstanten bidrager med mellem 40 og 70 procent af den energi, der kræves for at gøre universet fladt. Til trods for de overbevisende vidnesbyrd er det værd at huske det gamle ord om, at en astronomisk teori, hvis forudsigelser stemmer overens med alle observationer, sandsynligvis er forkert, om ikke andet så fordi nogle af observationerne eller nogle af forudsigelserne sandsynligvis er fejlagtige. Ikke desto mindre kæmper teoretikerne allerede for at forstå det, der for 20 år siden ville have været utænkeligt: en kosmologisk konstant større end nul, men meget mindre end de nuværende kvanteteorier forudsiger. Et eller andet finjusterings-trick skal fratrække virtuel-partikel energier på 123 decimaler, men efterlade den 124'ende urørt - en præcision, der ikke ses andre steder i naturen.
    En retning, som fornylig er blevet udforsket af Steven Weinberg fra University of Texas at Austin og hans kolleger, påkalder kosmologernes sidste udvej, det antropiske princip. Hvis det observerede univers bare er ét ud af en uendelighed af uforbundne universer - som hver kan have lidt forskellige naturkonstanter, som antydet af nogle inkarnationer af inflatorisk teori kombineret med ideer, der dukker op i kvantegravitation - så kan fysikerne håbe på at kunne estimere den kosmologiske konstants størrelse ved at spørge: I hvilke universer er det sandsynligt at livet vil udvikle sig? Weinberg og andre er kommet frem til et resultat, som er kompatibelt med den kosmologiske konstants tilsyneladende størrelse i vore dage.
    De fleste teoretikere finder imidlertid ikke disse ideer overbevisende, da de medfører, at der ikke er nogen grund til, at konstanten antager en bestemt værdi; den gør det bare. Skønt det argument kan vise sig at være sandt, har fysikerne endnu ikke udtømt de andre muligheder, som kunne lade konstanten blive begrænset af grundlæggende teori i stedet for historiske tilfældigheder [se "The Anthropic Principle," af George Gale; Scientific American, December 1981], [Det antropiske princip].
    En anden forskningsretning følger en tradition, som blev etableret af Dirac. Han argumenterede, at der findes et målt stort tal i universet - dets alder (eller ækvivalent, dets størrelse). Hvis visse fysiske mængder ændrede sig med tiden, ville de naturligvis være enten meget store eller meget små i vore dage [se "P.A.M. Dirac and the Beauty of Physics," af R. Corby Hovis og Helge Krag; Scientific American, Maj 1993]. Den kosmologiske konstant kunne være ét eksempel. Måske er den faktisk ikke konstant. Hvis den kosmologiske konstant er fast og ikke-nul, lever vi trods alt på det første og eneste tidspunkt i den kosmiske historie, hvor stoffets tæthed, der falder, når universet udvider sig, kan sammenlignes med den energi, der er oplagret i det tomme rum. Hvorfor dette sammentræf? I stedet har adskillige grupper forestillet sig, at en slags kosmisk energi efterligner en kosmologisk konstant, men varierer med tiden.
    Dette koncept blev udforsket af P. James E. Peebles og Bharat V. Ratra fra Princeton University for et årti siden. Motiveret af de nye supernova resultater har andre grupper genoplivet ideen. Nogle har trukket på opdukkende koncepter fra strengteori. Robert Caldwell og Paul J. Steinhardt fra University of Pennsylvania har genforeslået betegnelsen "kvintessens" for at beskrive denne variable energi. Det er et mål for forvirringen, at det mørke stof, som oprindeligt fortjente denne betegnelse, nu forekommer næsten mondænt i sammenligning. Selv om jeg kan lide ordet, forekommer ingen af de teoretiske ideer om denne kvintessens tiltrækkende. Hver af dem er ad hoc. Problemet med den kosmologiske konstant forbliver enormt.
    Hvordan kan kosmologerne vide med sikkerhed, at de er nødt til at forlene sig med dette teoretisk forvirrende univers? Ny målinger af mikrobølgebaggrunden, den fortsatte analyse af fjerne supernovaer og målinger af gravitationslinser i forbindelse med fjerne kvasarer, burde kunne fastsætte den kosmologiske konstant i løbet af få år. En ting er allerede sikker. Standard kosmologien fra 1980'erne, der postulerer et fladt univers, domineret af stof, er død. Universet er enten åbent eller fyldt med en energi af ukendt oprindelse. Skønt jeg tror, at vidnesbyrdene peger i retning af det sidste, vil begge scenarioer kræve en dramatisk ny forståelse af fysik. Udtrykt på en anden måde, "intet" kunne på ingen måde være mere interessant.

Universets skæbne

Den kosmologiske konstant ændrer det sædvanlige, enkle billede af universets fremtid. Traditionelt har kosmologien forudsagt to mulige resultater, som afhænger af universets geometri eller, ækvivalent, af stoffets middeltæthed. Hvis tætheden af et univers fyldt med stof overskrider en bestemt kritisk værdi, er det "lukket" og vil med tiden holde op med at udvide sig, begynde at trække sig sammen og til sidst forsvinde i en brændende undergang. Hvis tætheden er mindre end den kritiske værdi, er universet "åbent" og vil udvide sig i al evighed. Et fladt univers, hvor tætheden er lig den kritiske værdi, vil også udvide sig for evigt, men langsommere og langsommere.
Dog antager disse scenarioer, at den kosmologiske konstant er lig med nul. Hvis den ikke er nul, vil den -i stedet for stoffet - kontrollere universets endelige skæbne. Grunden er, at konstanten pr. definition repræsenterer en fast energitæthed i rummet. Stof kan ikke konkurrere: en fordobling af radius fortynder dets tæthed otte gange. I et ekspanderende univers skal den energitæthed, der er forbundet med en kosmologisk konstant, vinde.

Hvis konstanten har en positiv værdi, frembringer den en langtrækkende frastødende kraft i rummet og universet vil fortsætte med at ekspandere, selv hvis den totale energitæthed i stof og i rummet overskrider den kritiske værdi. (Store negative værdier af konstanten afvises, fordi den resulterende tiltrækkende kraft allerede ville have bragt universets afslutning).
Selv denne nye forudsigelse om evig ekspansion antager, at konstanten faktisk er konstant, som almen relativitet antyder, at den skulle være. Hvis det tomme rums energitæthed faktisk varierer med tiden, vil universets skæbne afhænge af, hvordan den varierer. Og der kan være et fortilfælde med sådanne ændringer - nemlig den inflatoriske ekspansion i det primordiale univers. Måske er universet netop nu på vej ind i en ny inflationsæra, som engang afsluttes.

Yderligere læsning:

Dreams of a Final Theory. Steven Weinberg. Pantheon Books, 1992. På dansk: Den store teori, jagten på naturens grundlove. Gyldendal, 1994.

Principles of Physical Cosmology. P. James E. Peebles. Princeton University Press, 1993.

Before the Beginning: Our Universe and Others. Martin Rees. Addison-Wesley, 1997.

The Age of Globular Clusters in Light of Hipparcos: Resolving the Age Problem? Brian Chaboyer, Pierre Demarque, Peter J. Kernan og Lawrence M. Krauss i Astrophysical Journal, Vol. 494, No. 1, siderne 96-110; 10. Februar, 1998. Fortryk på http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9706128 på World Wide Web.

The End of the Age Problem, and the Case for a Cosmological Constant Revisited. Lawrence M. Krauss i Astrophysical Journal, Vol. 501, No. 2, siderne 461-466; 10 Juli, 1998. Fortryk på http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9706227 på World Wide Web.

Living with Lambda. J.D. Cohn. Fortryk på http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/9807128 på World Wide Web.

* Lawrence M. Krauss arbejder på skæringsfladen mellem fysik og astronomi. Han studerer funktionen af stjerner, sorte huller, gravitationslinser og det tidlige univers for at kaste lys over partikelfysikken udover den nuværende Standard Model, inkluderende foreningen af kræfter, kvantegravitation og forklaringer på mørkt stof. Krauss leder i øjeblikket fysikafdelingen på Case Western Reserve University. Han er forfatter til flere populære bøger, deriblandt Beyond Star Trek, som ser på videnskaben, som den vises i film og TV. I 2000 er udkommet Quintessence: The mystery of Missing Mass in the Universe. Basic Books, New York, 2000 og i 2001 Atom: An Odyssey From the Big Bang to Life on Earth...and Beyond Little, Brown, New York, 2001.

Oversat fra Cosmological Antigravity, Scientific American, Januar 1999, ss. 35 - 41.

8. maj, 2006.

Indhold
Det femte element :Én sti: Rummets og tidens natur
Mysteriet om den kosmologiske konstant
Skæbnen for liv i universet
Index