Det
antropiske princip
Visse
forhold, som temperaturen, var gunstige for livets opdukken på Jorden.
Det antropiske princip påstår det modsatte: livets
tilstedeværelse kan "forklare" forholdene
George Gale
Indledning
Det kosmologiske princip
Det antropiske princip
Mange-verdener tolkningen
Observatørens rolle
Jorden er et enestående gæstfrit sted for menneskeheden, med
rigeligt vand og en middeltemperatur som tilfældigvis ligger i det
snævre område, hvor vand er en væske. I lyset af livets
evolutionære oprindelse er disse kendsgerninger næppe
overraskende; hvis Jorden var kold og tør som Mars eller hvis den
havde en dampende, ætsende atmosfære som den på Venus,
ville intelligente væsner ikke have udviklet sig til at komme med bemærkninger
om deres fjendtlige omgivelser. Det forekommer imidlertid afgjort
mærkeligt at hævde, at tilstedeværelsen af liv på
Jorden kunne "forklare", hvorfor planeten har en temperatur mellem
vands frysepunkt og kogepunkt. Den sædvanlige praksis har været
at hævde det modsatte forslag: at livet udviklede sig på Jorden,
fordi omstændighederne bidrog til dets eksistens.
Skønt ræsonnementet kan forekomme
bagvendt, er ideen, at selve tilstedeværelsen af liv kan have nogen
forklarende kraft, fornyligt blevet introduceret i kosmologi, hvor opgaven er
at forstå ikke en enkelt planets historie, men hele universets. Det er
let at forestille sig et univers, der er helt forskelligt fra det
observerede. For eksempel kunne en ændring af visse fysiske konstanters
værdier forårsage et univers, hvor de kemiske grundstoffer, der
er tungere end helium, aldrig dannes eller hvor alle stjerner er store, varme
og kortlivede. I de fleste sådanne tænkte rekonstruktioner af
universet er det usandsynligt, at en intelligent livsform nogensinde ville
dukke op. Den kendsgerning, at det virkelige univers er hjemsted for
intelligente observatører, anbringer derfor visse begrænsninger
på den variation af måder, hvorpå universet kunne
være begyndt og på de fysiske love, der kunne have styret dets
udvikling. Med andre ord har universet de egenskaber, som vi observerer i
dag, fordi vi ikke ville have været her som observatører nu,
hvis dets tidligere egenskaber havde været meget anderledes.
Princippet, der ligger under denne metode til kosmologisk analyse, er blevet
kaldt det antropiske princip, fra det græske anthropos, menneske.
Måden at ræsonnere på, som det
antropiske princip indebærer, er temmelig forskellig fra den deduktive
måde, som længe har været karakteristisk for megen videnskabelig
tankegang. En deduktiv teori begynder med at specificere et fysisk systems
begyndelsestilstand og de naturlove, der gælder for det; så
forudsiger teorien systemets efterfølgende tilstand. Man kunne, for
eksempel, udlede de nuværende forhold på Jorden ved at
specificere begyndelsens størrelse, masse og kemisk
sammensætning af den tåge, ud fra hvilken solsystemet
kondenserede og så spore Solens og planeternes udvikling under
indflydelse af de fysiske love, der beskriver tyngdekræfterne,
kernereaktioner og så videre. Det antropiske princip er blevet
påkaldt i kosmologi præcis fordi, den deduktive metode ikke let
kan anvendes der. Universets begyndelsestilstand kendes ikke og de fysiske
love, der virkede tidligt i dets historie, er også uvisse: lovene afhænger
måske endda af begyndelsestilstanden. I virkeligheden er den eneste
begrænsning, der kan pålægges en teori, som rekonstruerer
universets begyndelsestilstand og de tilsvarende naturlove, måske
kravet om, at disse forhold og love giver anledning til et beboet univers.
Det begreb, der ligger til grund for megen moderne kosmologi, kaldes det
kopernikanske princip. Dets oprindelse kan spores til den påstand, som
Nicolaus Kopernikus fremsatte i 1543, at Jorden ikke er universets centrum.
Den moderne udvidede udgave af princippet blev imidlertid ikke fremsat
udtrykkeligt før 1948 af Hermann Bondi fra University of Cambridge.
Den indebærer, at menneskelige observatørers position i
universet på ingen måde er privilegeret eller særligt
udmærket frem for andre positioner; derfor er observationer i kosmologi
ikke kun gyldige for Jorden eller Solsystemet, men også for fjerne
områder i universet. Det kopernikanske princip, eller en antagelse som
det, er metodisk nødvendigt i kosmologi; uden det kunne kosmologiske
opdagelser forkastes som idiosynkrasier stammende fra fysiske egenskaber, som
er særlige for den del af universet, der er beboet af menneskelige
observatører. Som Bondi selv erkendte, er det kopernikanske princips
nytte ingen garanti for dets sandhed.
En almindeliggørelse af det kopernikanske
princip er blevet kendt som det kosmologiske princip. Det erklærer, at
ikke alene er Solsystemets position uden privilegeret status, men at det
yderligere gælder, at ingen position, hvor som helst i universet, er
privilegeret. Indbefattet i denne ide er antagelsen, at universets struktur i
stor skala er ensartet: bortset fra lokale uregelmæssigheder, som
galakser, er alle områder i universet helt ens. En homogen struktur er
tiltalende (i fravær af vidnesbyrd om det modsatte), fordi det er den
enklest mulige struktur. Ifølge denne metodiske antagelse indtager
Jorden en typisk position i rummet.
Vidnesbyrd for det kosmologiske princip kommer fra,
at de fleste videnskabelige eksperimenter kan reproduceres. Selv når et
eksperiment, som en måling af lysets hastighed, udføres gentagne
gange i det samme laboratorium, udføres det ikke desto mindre
både på forskellige tidspunkter og på forskellige punkter i
rummet (fordi Jorden har bevæget sig i mellemtiden). For så vidt
resultaterne er de samme, påvirker Jordens position ikke eksperimentet.
Sådanne vidnesbyrd er imidlertid mindre overbevisende, fordi
konklusioner i kosmologi drejer sig om områder af rumtid, der er meget
større end dem der gennemrejses af Jorden.
Bondi og Thomas Gold fra Cornell University foreslog en
endnu mere almen antagelse kaldet det perfekte kosmologiske princip. Det
erklærer, at bortset fra lokale uregelmæssigheder er universet
ensartet i både rum og tid, så en observatør ville se den
samme struktur i stor skala fra ethvert sted og i enhver epoke. Det perfekte
kosmologiske princip er grundlaget for stabil-tilstand (steady-state)
modellen, som i sin oprindelige formulering påstod et univers, der var
fuldstændigt ensartet gennem rum og tid. For at rumme vidnesbyrd om at
universet udvider sig, antager modellen, at stof skabes kontinuerligt.
Steady-state modellen er siden stort set opgivet og derfor gælder det
samme for det perfekte kosmologiske princip. Grunden var detektionen af
universets baggrund af mikrobølgestråling i 1965.
Mikrobølgebaggrunden tolkes som resterne af et trin i det tidlige
univers, hvor det var meget varmere og tættere, end det er nu.
Skønt mikrobølgebaggrunden udelukker
universets tidsmæssige ensartethed, giver den det mest tvingende
vidnesbyrd om rumlig ensartethed i stor skala. Den observerede stråling
er isotropisk - dvs. den kommer fra alle retninger med ens intensitet - med
en nøjagtighed bedre end en del ud af 1.000. Således støtter
baggrundsstrålingen det kosmologiske princip men ikke det perfekte
kosmologiske princip.
Den observerede udvidelse af universet er også
konsistent med det kosmologiske princip. Udvidelsen har intet centrum: en
observatør i en hvilken som helst galakse ville se alle andre fjerne
galakser i alle retninger vige tilbage fra ham. Jo længere væk en
galakse er, jo højere er dens vigehastighed. For galakser i samme
afstand er vigehastighederne de samme med en nøjagtighed, der er bedre
end en del ud af 1.000.
Mikrobølgebaggrunden, de fjerne galaksers
vigen og det kosmologiske princip bringes alle sammen i Big Bang modellen,
som antager et dimensionsløst punkt, med tilsyneladende uendelig
tæthed som universets oprindelse. En sådan oprindelse antydes, hvis
man forestiller sig, at de nuværende vigehastigheder vendes om; en
ekstrapolation baglæns viser, at alle galakserne ville mødes i
et punkt. Fordi universet har udvidet sig siden øjeblikket for Big
Bang, kan man estimere dets alder ud fra udvidelsens egenskaber. Hvis vigehastighederne
ikke havde ændret sig i tidens løb, ville universets alder
være lig med afstanden mellem to vilkårlige galakser divideret
med den hastighed, hvormed de viger tilbage fra hinanden. Denne hypotetiske
alder kaldes Hubble tiden efter Edwin P. Hubble, som i 1923 opdagede
forholdet mellem afstand og vigehastighed.
Universets alder kan estimeres ud fra den nuværende udvidelses
hastighed. Diagrammet viser adskillelsen mellem galakserne som funktion af
tiden. Punktet mærket "Nu" svarer til den nuværende
udvidelses hastighed. Universets alder kan imidlertid ikke udledes alene fra
den nuværende hastighed. Hastigheden er sandsynligvis faldet siden Big
Bang på grund af det ekspanderende stofs tyngdetiltrækning. Det
vides ikke om udvidelsen vil fortsætte for evigt
("åbent" kurve) eller om universet med tiden vil stoppe
udvidelsen og så falde sammen under dets egen tyngdekraft ("lukket"
kurve). Begge muligheder er konsistente med de vidnesbyrd, der er til
rådighed og med Big Bang-modellen. Fortsat udvidelse antyder en alder
på omkring 20 milliarder år; udvidelse fulgt af kollaps giver en
alder på omkring 13 milliarder år. Alderen, der estimeres ved at
antage en konstant udvidelseshastighed, er Hubble tiden.
I virkeligheden er det sandsynligt, at vigehastighederne har ændret
sig, skønt det ikke står klart hvor meget. En grund til en
sådan ændring er alle galaksernes gensidige tiltrækning,
som har tendens til at bremse universets udvidelse. Ændringen i
udvidelsens hastighed i perioden siden Big Bang bestemmer, hvorvidt universet
er "åbent" eller "lukket". Et åbent univers
vil udvide sig for evigt. Et lukket univers vil med tiden stoppe med at
udvide sig, begynde at trække sig sammen og kollapse i et "stort
stop". Hvis universet er åbent, antyder den nuværende
ekspansionshastighed, at dets alder er omkring 20 milliarder år. Hvis
universet er lukket, antyder ekspansionens hastighed, at det er omkring 13
milliarder år gammelt.
Det antropiske princip blev indført af Robert H. Dicke fra
Princeton University i 1961; han foreslog det, mens han analyserede arbejde
gjort af P.A.M. Dirac omkring 30 år tidligere. Dirac havde gjort
opmærksom på visse besynderlige numeriske sammenhænge
mellem dimensionsløse tal, der har en vigtig rolle i fysik og
astrofysik. Et dimensionsløst tal er et tal, som ikke har nogen
måleenhed forbundet, således at dets værdi er den samme i
ethvert målesystem. Dirac overvejede ikke tallenes eksakte værdi
men kun deres størrelsesorden: den potens af 10, som kommer
nærmest i at udtrykke værdien. Han fandt adskillige
tilfælde, hvor størrelsesordenen er en hel potens af det store
tal 1040.
Tre tal med en fremtrædende plads i Diracs
arbejde er mål for kraft, tid og masse. Den første mængde
er en dimensionsløs form for den tyngdemæssige koblingskonstant,
som er et mål for gravitationens styrke; den har en værdi
på omkring 10-40. Det andet dimensionsløse tal er
universets alder udtrykt i atomenheder: Dirac definerede det som forholdet
mellem Hubble alderen og tiden det tager lyset at gennemrejse en afstand
svarende til en protons radius. Forholdet har en værdi på omkring
1040. (Fordi Dirac kun spekulerede over størrelsesorden,
giver Hubble alderen og de andre aldersestimater næsten samme
resultat.) Den tredje dimensionsløse mængde er antallet af
massive partikler (som protoner og neutroner) i det synlige område af
universet; tallet estimeres til at være omkring 1080.
Dirac bemærkede tre størrelsesorden
forhold mellem disse mængder. For det første er gravitationens
koblingskonstant det reciprokke af universets alder i atomenheder. For det
andet er antallet af massive partikler kvadratet på universets alder i
atomenheder. For det tredje er gravitationens koblingskonstant det reciprokke
af kvadratroden af antallet af massive partikler. Dirac mente, at de
numeriske relationer var for slående til at kunne afvises som
sammentræf. Han foreslog, at de er en manifestation af en eller anden
ukendt årsagssammenhæng.
En mulig indvending til disse ideer er, at det er
indlysende, at universets alder vokser med tiden. Som resultat burde numrenes
relationer ændre sig kontinuerligt og det er et ekstraordinært
sammentræf, at deres værdier skulle blive bestemt, lige når
de er i overensstemmelse. Dirac kom denne kritik i forkøbet ved at
foreslå, at gravitationens koblingskonstant og antallet af massive
partikler også ændrer sig med tiden på en sådan
måde, at relationerne mellem størrelsesordenerne forbliver
gyldige i hele universets historie. For at overensstemmelserne kan
bestå, skal gravitationen blive svagere omvendt proportionalt med tiden
og antallet af partikler skal stige direkte proportionalt med kvadratet
på tiden.
Diracs analyse blev alment mødt med lille entusiasme,
men Dicke tog den alvorligt. Han foreslog, at en årsagssammenhæng
mellem gravitationens koblingskonstant og antallet af massive partikler kunne
baseres på et princip, som først blev fremsat af Ernst Mach.
Mach havde foreslået, at en partikels inertimasse bestemmes af dens
tyngdemæssige vekselvirkning med fjernt stof. (Det etablerede synspunkt
var, at inertimassen er en egenskab ved partiklen helt uafhængigt af
dens omgivelser.) Ifølge Machs princip er gravitationens svaghed relateret
til den enorme mængde fjernt stof i universet. Hvis princippet
accepteres, er det ikke overraskende, at der burde være en numerisk
relation mellem gravitationens koblingskonstant og antallet af massive
partikler, som er et mål for mængden af stof i universet.
Det er imidlertid ikke indlysende, hvorfor
koblingskonstanten og antallet af partikler skulle være relateret til
Hubble alderen. Hvis Machs princip overhovedet er gyldigt, burde det
tværtimod forblive gyldigt i alle æraer i universets historie,
hvorimod størrelsesorden relationerne kun ville blive observeret i den
nuværende æra. Igen forekommer det, at mennesket er dukket op i
et privilegeret og derfor usandsynligt øjeblik.
Dickes svar på denne indvending var, at Hubble
alderens værdi begrænses stærkt af de forhold, der er
nødvendige for menneskets eksistens. Et essentielt forhold er, at
universet skulle være blevet gammelt nok til at give tid til skabelsen
af grundstoffer, der er tungere end brint, Fordi "det er velkendt, at
der kræves carbon til at lave fysikere". Tunge grundstoffer laves
i stjerners indre og frigøres, når en stjerne eksploderer som en
supernova. Som konsekvens heraf kan et beboet univers' Hubble alder ikke
være kortere end alderen på stjernen med det korteste liv. Hvis
Hubble alderen på den anden side var meget større end en typisk
stjernes alder, ville de fleste stjerner, hvis planeter kunne
understøtte liv, være døde nu. Derfor, konkluderede
Dicke, er Hubble alderen omtrent lig med en typisk stjernes levetid.
Nyheden i Dickes argument fortjener nærmere
analyse. Givet menneskets eksistens, argumenterede han, kunne Hubble alderen
ikke have en værdi, der var meget anderledes end den, den har. Derfor
gælder Diracs numeriske relationer ikke for ethvert muligt evolutionært
univers (hvor Hubble alderen kunne antage enhver af mange værdier) men
kun for det univers, som observeres af fysikere i dag.
En af de mest tiltalende egenskaber ved Dickes
analyse er dens tilsyneladende demonstration af, at Hubble alderens
værdi ikke er vilkårlig. At reducere forklaringernes
vilkårlighed er et af videnskabens langvarige mål og derfor er
Dickes arbejde i denne forstand ikke usædvanligt; det, der
udmærker det, er argumentets metode eller logik. Alment er
vilkårlighed blevet elimineret ved at vise, at et fænomen kan
forudsiges eller at en teori kan udledes fra en mere fundamental
forudsætning. Dickes teknik er helt anderledes.
Deduktiv eller forudsigende logik går frem fra
en fundamental antagelse til et udledt resultat: fremtiden udledes af
fortiden. Den tidsmæssige strøm i Dickes argument går i
den modsatte retning. Han citerer et nuværende forhold (menneskets
eksistens) som forklaring på et fænomen, der er grundlagt i
fortiden (universets alder). Det er klart, at hans resultat ikke kan tolkes
som en forudsigelse, da det ville være en forudsigelse af fortiden
på grundlag af den fortids egen fremtid.
Kosmologer har antaget det kosmologiske princip,
fordi det er vanskeligt at anvende den forudsigende logik på det
tidlige univers. En deduktiv forklaring ville i kosmologi antagelig vise,
hvordan observerede egenskaber ved universet, som fordelingen af stof eller
værdien af gravitationens koblingskonstant, ikke er vilkårlige,
men i stedet følger af et eller andet underliggende princip. Det er
vanskeligt at komme med en sådan forklaring, fordi den kræver
kendskab til universets begyndelsestilstand.
En observeret egenskab ved universet, som
trænger til en forklaring, er dets isotropi. C.B. Collins og Steven W.
Hawking fra University of Cambridge har fundet, at i nuværende modeller
af universet kunne kun få sæt begyndelsesforhold give anledning
til den observerede isotropi. Enhver teori, hvori isotropien udledes eller
forudsiges, skal begynde med at postulere sådanne yderst vilkårlige
begyndelsesforhold. Collins og Hawking finder dette resultat
utilfredsstillende, fordi det ikke giver nogen overbevisende grund til, at
universet er blevet som det er og ikke anderledes. Det, der er behov for, er
en eller anden forudsat begrænsning, som ville forklare, hvorfor
begyndelsesforholdene skulle være blandt disse få, som
fører til isotropi; en forudsat begrænsning på universets
begyndelsestilstand er imidlertid næsten utænkelig. Forskerne har
derfor søgt tilflugt i det antropiske princip, som begrænser
klassen af mulige begyndelsesforhold, ikke ved en forudsat begrænsning
men ved en efterfølgende.
En af de mest indflydelsesrige anvendelser af det antropiske princip og af
ikke-forudsigende logik er blevet udført af Brandon Carter fra
Cambridge. Carter begyndte at udforske den antropiske
undersøgelsesmetode som "reaktion mod overdreven underdanighed
for det kopernikanske princip." Carter påstår, at selv om
Kopernikus demonstrerede, at vi ikke skal "antage at vi gratis indtager
en central position i universet," følger det ikke, at
menneskelige observatørers situation ikke kan være privilegeret
på nogen måde. Observatørens position er
nødvendigvis speciel, i det mindste i den udstrækning at visse
forhold (af temperatur, kemisk miljø og så videre) er
forudsætninger for hans eksistens. "Det vi kan forvente at
observere," noterer Carter, "skal være begrænset af de
forhold, der er nødvendige for vor tilstedeværelse som
observatører," og derfor gælder det "at skønt
vor situation ikke nødvendigvis er central, er den uundgåeligt
privilegeret i en vis udstrækning."
Carters diskussion af det antropiske princip
repræsenterer en interessant forening af fysikken om det meget store og
det meget lille; for at belyse kosmologien støtter han sig til en
usædvanlig udlægning af kvantemekanikken, der kaldes
mangeverdener tolkningen. Mange-verdener tolkningen blev foreslået af
Hugh Everett III fra Princeton og blev yderligere udviklet af Bryce S. DeWitt
og John Archibald Wheeler fra University of Texas at Austin. I kvanteteorien
giver forudsigelserne kun sandsynligheden for en begivenhed og ikke en
deterministisk erklæring om begivenheden vil finde sted eller ej. For
eksempel beskrives en elementarpartikels bane af en bølgefunktion, et
matematisk udtryk hvis amplitude varierer både i rum og tid.
Sandsynligheden for at finde partiklen i et givet punkt er kvadratet på
amplituden af bølgefunktionen i det punkt. Hvis en observation
imidlertid virkelig udføres i det punkt, findes partiklen enten der
eller også findes den ikke der. Et centralt filosofisk anliggende i
kvantemekanikken er at forene den probabilistiske tolkning af
bølgefunktionen med observationernes deterministiske resultater.
Når partiklen observeres i en bestemt position, havde den så den
position hele tiden, selv før observationen blev udført? Hvis
den havde, er det ikke klart, hvordan man skal tolke de andre punkter i
rummet, til hvilke bølgefunktionen tilskrev en ikke-nul sandsynlighed.
Mange-verdener tolkningen af kvantemekanik forsikrer,
at der ikke er nogen fundamental forskel på partiklens observerede
position og de andre punkter, til hvilke bølgefunktionen tilskrev en
ikke-nul sandsynlighed. Partiklen eksisterer i alle punkter. For at dette kan
være sandt, er det imidlertid nødvendigt at antage, at der er
uendeligt mange verdener, i hver af hvilke partiklen har en bestemt position.
Det, der sker under en observation er, at en verden udvælges fra det
uendelige område af muligheder. Bølgefunktionen er stadig
vigtig, fordi den fortsætter med at beskrive verdenernes helhed.
Selv om mangeverdener tolkningen kan forekomme bizar,
kan den ikke udelukkes på grundlag af de fysiske vidnesbyrd; den er
kompatibel med resultaterne af alle eksperimenter. Tolkningen har den dyd, at
den forener den kvantemekaniske bølgelignings kontinuitet med
måleprocessens diskontinuitet.
Begrebet om andre verdener har ikke sin oprindelse i
Everett. For omkring tre århundreder siden foreslog Gottfried Wilhelm
von Leibniz, at der er uendeligt mange mulige verdener, som hver er internt
konsistent og har sin egen karakter. Nogle af verdenerne ville være
enormt forskellige fra den aktuelle verden, med ukendte begyndelsesforhold,
fundamentale konstanter og fysiklove; andre verdener ville kun adskille sig
fra den kendte i spidsfindigheder. For eksempel ville der være en
verden, som er identisk med vor egen undtaget, at dens Julius Cæsar
ikke krydsede Rubicon. I en anden verden ville forskellen være, at
Judas ikke forrådte Jesus. Den eneste begrænsning på en
mulig verden er, at den ikke kan overtræde loven om ikke-modsigelse:
der er ingen verden, i hvilken Cæsar både krydsede Rubicon og
ikke krydsede den.
I Everetts mangeverdener tolkning af kvanteteorien er
alle verdenerne lige virkelige. Fra Leibniz' synspunkt er der på den
anden side et virkelighedsprincip, som udskiller en virkelig verden fra alle
de mulige. Leibniz mente, at videnskabelig undersøgelse ville
afsløre, at den observerede verden maksimerer en egenskab, han
på forskellige tidspunkter kaldte "økonomi",
"perfektion" og "optimalitet". Den sidste term er mest
afslørende. Leibniz forklarede, at den optimale verden udviser den
rigeste variation af mulige fænomener under de fysiske love, der
beskriver fænomenerne. Han brugte begrebet om det optimale til at
forklare lovene for refleksion og refraktion i optik og begrebet inspirerede
ham til at udvikle princippet om bevarelsen af energi.
Ved at kombinere det antropiske princip med
kvantemekanikkens mangeverdener tolkning infører Carter også et
virkelighedsprincip. Den komplekse egenskab, som udmærker den virkelige
verden, er ikke Leibniz' ide om det optimale men en egenskab, jeg vil kalde
livs-understøttelse. Ud fra Everetts uendelige ensemble af verdener
betragter Carter kun de verdener som virkelige, der tilfredsstiller et biologisk
krav: de skal inkludere egenskaber som muliggør "eksistensen af
enhver organisme, der kan beskrives som en observatør."
Carter støtter sig til denne ide for at
forklare gravitationens svaghed. Ifølge mangeverdener tolkningen kunne
der eksistere verdener, i hvilke koblingskonstanten indtager alle mulige
værdier fra meget svag til meget stærk. Det antropiske princip
kan så forklare, hvorfor vi lever i en verden, hvor konstanten har den
observerede værdi. Carter demonstrerer, at hvis koblingskonstanten var
meget anderledes, ville planeter enten ikke have dannet sig eller de ville
ikke have overlevet længe nok til, at intelligent liv kunne udvikles.
Fordi en observatør antagelig kræver en planet at bebo, er
eksistensen af en observatør stærkt forbundet med konstantens
værdi.
Beboelige stjernesystemer inkluderer kun dem, i hvilke en stjerne opvarmer et
område af rummet, hvor temperaturen falder i det snævre
område, hvor vand er en væske. I diagrammet til venstre er den
varmeste stjerne hvis planeter kunne understøtte intelligent liv; i
diagrammet øverst til højre er Solen; i diagrammet nederst til
højre er den køligste stjerne, hvis planeter kunne
understøtte intelligent liv. (I hvert diagram er stjernen og
planetsystemet tegnet i forskellig skala.) De øvre og nedre
grænser for størrelsen af en livs-understøttende stjerne
opstår fra stjernesystemernes forskellige egenskaber. En større
og lysere stjerne kunne sørge for et beboeligt område, men
stjernen ville forblive i et stabilt udviklingstrin i for kort tid til, at
livet kunne udvikle sig. En mindre og svagere lysende stjerne kunne
også sørge for et beboeligt område, men planeten ville
være for tæt på stjernen. Som resultat af tidevands-vekselvirkninger
ville planeten holde op med at rotere og der ville udvikles en ekstrem
temperaturforskel mellem den lyse og mørke side. Til sidst ville
planetens atmosfære blive kogt væk på den lyse side og
frosset på den mørke side. Liv udviklede sig på Jorden
på grund af den tilfældige omstændighed, at den befinder
sig i et beboeligt område. Det antropiske princip påstår
det modsatte forslag, nemlig at tilstedeværelsen af liv på Jorden
forklarer, hvorfor planeten har en temperatur i det snævre område,
hvor vand er en væske. Man må afvente om det antropiske princip
vil opnå almen accept blandt kosmologer.
Carters demonstration er baseret på en interessant egenskab ved
stjerner kaldet hovedserie stjerner, som inkluderer Solen. Sådanne
stjerner er på et stabilt udviklingstrin, i hvilket energien, der
frigøres ved termonuklear fusion, udbalancerer gravitationens
tiltrækningskraft. De betegnes hovedserie stjerner, fordi de, i et
Hertzsprung-Russell diagram (en graf af lysstyrke v. overfladetemperatur), falder
i en udviklingsmæssig serie i et snævert bånd. De fleste
egenskaber ved stjerner er ikke følsomt afhængige af
værdien af gravitationens koblingskonstant. En undtagelse er den skarpe
opdeling af hovedserie stjerner i blå giganter (varme, lyse, massive
stjerner) og røde dværge (kølige, svagtlysende, kompakte
stjerner). En stjernes lysstyrke er proportional med fjerde potens af dens
masse og derfor omdanner en blå gigant hurtigt sit stof til energi; den
har en kort levetid. En rød dværg afgiver forholdsmæssigt
lidt energi og lever meget længere.
Livets opdukken kræver to ting af en stjerne.
For det første skal den leve længe nok til, at levende
organismer kan udvikles. For det andet skal den udstråle nok energi til
at opvarme et beboeligt område af rummet, dvs. et område hvor en
planet kunne have en stabil bane. Hverken en blå gigant eller en
rød dværg tilfredsstiller begge betingelser; den blå
gigant brænder for hurtigt ud og den røde dværg stråler
for svagt. Det, der er behov for, er en stjerne som Solen, hvis position i
hovedserien er ved den skarpe opdeling mellem de blå giganter og de
røde dværge; kun en stjerne af denne slags har en passende
kombination af levetid og strålingsstyrke. Hvis gravitationens
koblingskonstant var en størrelsesorden større, ville
hovedserien udelukkende bestå af blå giganter. Hvis konstanten
var en størrelsesorden mindre, ville hovedserien kun bestå af
røde dværge. I begge tilfælde ville
livs-understøttende stjerner ikke eksistere.
Som Carter anerkendte, er hans argument temmelig
spekulativt. Planeters dannelse er endnu ikke forstået godt nok til, at
man fuldstændigt kan udelukke muligheden for, at beboelige planeter
ville dannes i et univers med en anden gravitations koblingskonstant. Det
skal imidlertid bemærkes, at denne usikkerhed ikke er relateret til
argumentets logik men til dets empiriske præmisser.
Carter har støttet sig til det antropiske
princip i andre sammenhænge, som er baseret på sundere empiriske
præmisser. For eksempel har han observeret, at koblingskonstanten, der
er associeret med den stærke, eller kerne, kraft "kun lige er
stærk nok til at binde [protoner og neutroner] til kerner; hvis den var
lidt svagere, ville brint være det eneste grundstof og det ville
antagelig også være inkompatibelt med livets eksistens."
Collins og Hawking blev også ført til at påkalde det
antropiske princip. Deres undersøgelse gik i gang for at
redegøre for to observationer: universets isotropi i stor skala og
især af mikrobølgebaggrundsstrålingen og tilstedeværelsen
af inhomogeniteter på lille skala som galakser. De fandt, at de
afgørende faktorer er begyndelses-vigehastigheden for stoffet, der
blev skabt i Big Bang og stoffets undvigelseshastighed (den hastighed det
ville behøve for at overvinde dets tyngdemæssige
tiltrækning). Hvis vigehastigheden er mindre end
undvigelseshastigheden, kollapser universet, før isotropien kan
udvikles. Hvis vigehastigheden er større end undvigelseshastigheden,
kan galakser og andre hobdannelser af stof ikke udvikles med mindre, der er
ujævnheder i lille skala i begyndelsesfordelingen af stof på
tidspunktet for Big Bang. Sådanne ujævnheder ville imidlertid
have resulteret i manglende isotropi på store skalaer i det
nuværende univers. Collins og Hawking konkluderede modstræbende,
at den observerede kombination af storskala isotropi og lilleskala
hobdannelse kun kan fremkomme, hvis vigehastigheden er nøjagtig lig
med undvigelseshastigheden. Derfor er det observerede univers virkelig
højst privilegeret med en vigehastighed, der har én
vilkårlig værdi ud af et uendeligt område af muligheder.
Collins og Hawking foreslog, at den ubehagelige
særegenhed ved det observerede univers kunne forstås gennem det
antropiske princip. De begyndte med at postulere et ensemble af uendeligt
mange universer, som havde alle mulige begyndelsesforhold, inkluderende alle
mulige værdier af vigehastigheden. I næsten alle disse universer
kunne stoffet ikke kondensere til galakser. Det eneste univers, i hvilket
stoffet både kunne danne galakser og udvise storskala isotropi, er et
univers, hvis vigehastighed er lig med undvigelseshastigheden. Collins og
Hawking konkluderer, at da "eksistensen af galakser forekommer at
være en nødvendig forudsætning for udviklingen af enhver
form for intelligent liv, ... er den kendsgerning, at vi har observeret, at
universet er isotropisk, kun en konsekvens af vor eksistens." [se box].
Hvad antyder det antropiske princip om verdens
overordnede struktur? Antag, at den antropiske undersøgelse i de
kommende år afslører, at selv den mindste ændring af
universets begyndelsesforhold eller af værdien af enhver fundamental
mængde ville gøre, at livet ikke kunne have udviklet sig. Dette
ville antyde, at ud af alle mulige verdener er den aktuelle verden den
eneste, der har en passende beskaffenhed for liv. Der ville imidlertid
være behov for mange flere vidnesbyrd, før en sådan
konklusion kunne fremsættes med nogen overbevisning.
Wheeler har beskæftiget sig med et endnu
større spørgsmål: "Hvordan blev universet til?"
De fleste videnskabsfilosoffer nægter, at spørgsmålet er
videnskabeligt meningsfuldt; ethvert svar forekommer at påkalde en
referenceramme hinsides videnskaben, fordi selve videnskabens klæde
(nemlig rumtiden) og fysikkens love, der beskriver rumtiden, dukkede op, da
universet blev skabt i Big Bang. Ikke desto mindre påstår
Wheeler, at så længe man mangler faste vidnesbyrd om
spørgsmålets meningsløshed eller ubestemmelighed, kan man
ikke være tilfreds med "at lade et hovedspørgsmål
svæve i luften for evigt, de endeløse ubestemte spils
fodbold".
Wheeler nærmer sig spørgsmålet ved
at analysere logikken i de forklaringer, der er antaget i fysiske teorier
siden det 18. århundredes videnskabelige revolution. Han fastholder, at
logikken består i at reducere et fænomen til et mere fundamentalt.
Således blev begrebet om valens i kemi reduceret til atomers elektriske
egenskaber og en luftarts temperatur blev reduceret til atomers og molekylers
bevægelse. Det forekommer, at reduktionens logik kan have to mulige
resultater, som Wheeler begge finder uholdbare. Fysisk teori kunne slutte i
en eller anden fundamental, udelelig genstand eller felt; alternativt kunne
reduktionen afsløre lag på lag af struktur i det uendelige.
Wheelers måde at undslippe dette dilemma
på er at foreslå, at den reducerende logik selv kan komme til sin
afslutning. "Man finder sig selv i desperation spørgende om
strukturen ikke, i stedet for at slutte i en mindste genstand eller i det
mest grundlæggende felt, eller fortsætte og fortsætte, i
slutningen fører til en form for lukket kredsløb af interdependenser."
Hans argument trækker på forbindelsen, etableret i kvantemekanik,
mellem observatøren og det kvantefænomen han observerer.
Kvantemekanikkens mangeverdener tolkning minimerer observatørens
rolle, fordi den verden, han observerer, ikke betragtes som mere virkelig end
enhver anden verden. Almene tolkninger af kvantemekanikken definerer
imidlertid virkeligheden som det, der observeres; observatøren
bidrager til virkeligheden gennem selve observationshandlingen. Wheeler
antager en ekstrem version af denne ide ved at foreslå, at for at et
univers skal være virkeligt, skal det udvikle sig på en
sådan måde, at observatører kommer i eksistens.
Til støtte for dette standpunkt citerer
Wheeler det antropiske princip. Han anfører at "der har aldrig vist
sig nogen anden grund til, at visse af konstanterne og begyndelsesforholdene
har de værdier, de har end, at ellers ville noget som
observatører, som vi kender det, være umuligt." Han
spekulerer på om man ikke kunne "forestille sig, som Carter
gør, 'et ensemble af universer' af hvilket kun en lille brøkdel
muliggør liv og bevidsthed? Eller spørge, som vi gør nu,
om noget univers overhovedet kunne komme til at eksistere, medmindre det
garanteret ville frembringe liv, bevidsthed og observatører et eller
andet sted og i et lille tidsrum af dets kommende historie?" Wheeler
forkaster det almindelige synspunkt, at liv og observatører kun er
tilfældigheder i et univers, der er uafhængigt af
observatører og påstår i stedet at "kvantemekanikken
har ført os til at tage det direkte modsatte synspunkt, at
observatøren er lige så essentiel ved skabelsen af universet,
som universet er for skabelsen af observatøren, alvorligt og udforske
det."
Med denne hypotese har Wheeler bragt det antropiske
princip langt hinsides området for forklaringens logik; han har
overskredet metafysikkens tærskel. Få forskere eller filosoffer
ville befinde sig godt med hans vision. Vi mangler endnu at se, om de mindre
storslåede anvendelser af det antropiske princip vil vinde accept.
Fra The Anthropic Principle, Scientific American, december 1981, ss. 114-122.
26. marts, 2000.
Indhold
Udforskning af vort univers og andre :Én sti: Kvanteteorien og
virkeligheden
Er det Stærke Antropiske Princip for svagt?
Index
|
