En lineal man kan stole på
Faktisk kan ordet "konstant" være en forkert betegnelse. Vore konstanter kunne variere både i tid og i rummet. Hvis rummets ekstra dimensioner skulle ændre størrelse, ville "konstanterne" i vor tredimensionale verden ændre sig med dem. Og hvis vi så langt nok ud i rummet, kunne vi måske begynde at se områder, hvor "konstanterne" har etableret sig med anderledes værdier. Lige siden 1930'erne har forskerne spekuleret på, at konstanterne måske ikke er konstante. Strengteori giver denne ide en teoretisk sandsynlighed og gør det endnu mere vigtigt for observatører at søge efter afvigelser fra bestandighed.
Sådanne eksperimenter er udfordrende. Det første problem er, at selve laboratorieudstyret kan være følsomt for ændringer i konstanterne. Størrelsen af alle atomer kunne være stigende, men hvis den lineal, man bruger til at måle dem, også bliver længere, ville man aldrig kunne vide det. Eksperimentatorer antager rutinemæssigt, at deres reference standarder - linealer, masser, ure - er faste, men det kan de ikke, når de afprøver konstanterne. De må fokusere deres opmærksomhed på konstanter, der ikke har nogen enheder - de er rene tal - så deres værdier er de samme uden hensyn til enhedssystemet. Et eksempel er forholdet mellem to masser som protonens masse til elektronmassen.
|
Et forhold af særlig interesse kombinerer lysets hastighed, c, en enkelt elektrons elektriske ladning, e, Plancks konstant, h, og den såkaldte vakuumpermittivitet, 
0. Denne berømte mængde, 
= e2/20hc, kaldet finstrukturkonstanten, blev først indført i 1916 af Arnold Sommerfeld, en pioner i at anvende kvantemekanikkens teori på elektromagnetisme. Den kvantificerer de relativistiske (c) og kvante (h) kvaliteter ved elektromagnetiske (e) vekselvirkninger involverende ladede partikler i det tomme rum (0). Målt til at være lig med 1/137,03599976 eller omtrent 1/137 har udstyret tallet 137 med en legendarisk status blandt fysikere (det åbner sædvanligvis kombinationslåsene på deres dokumentmapper).
Hvis havde en anden værdi, ville alle slags egenskaber ved verden omkring os ændre sig. Hvis værdien var lavere, ville fast atomart stofs tæthed falde (i forhold til 3), molekylære bindinger ville bryde ved lavere temperaturer (2) og antallet af stabile grundstoffer i den periodiske tabel kunne stige (1/). Hvis var for stor, kunne små atomkerner ikke eksistere, fordi deres protoners elektriske frastødning ville overvinde den stærke kernekraft, der binder dem sammen. En værdi så stor som 0,1 ville sprænge carbon fra hinanden.
Kernereaktionerne i stjerner er særligt følsomme for . For at fusion skal finde sted, skal en stjernes gravitation frembringe temperaturer høje nok til at tvinge kerner sammen til trods for deres tendens til at frastøde hinanden. Hvis oversteg 0,1 ville fusion være umulig (medmindre andre parametre, som elektron-til-proton masseforholdet, blev justeret for at kompensere). En ændring på blot 4 procent i ville ændre energiniveauerne i carbons kerne i en sådan grad, at produktionen af dette grundstof af stjerner ville blive lukket ned.
Kerneformering
Det andet eksperimentale problem, som er mindre let at løse, er, at det, at måle ændringer i konstanterne, kræver udstyr af høj præcision, der forbliver stabilt længe nok til at registrere forandringer. Selv atomure kan kun detektere drift i finstrukturkonstanten i løbet af dage eller højst år. Hvis ændrede sig med mere end fire dele i 1015 i løbet af en treårs periode, ville de bedste ure se det. Ingen har. Det kan lyde som en imponerende bekræftelse på bestandighed, men tre år er et kosmisk blink med øjet. Langsomme, men væsentlige ændringer i løbet af universets lange historie ville være foregået ubemærkede.
Heldigvis har fysikere fundet andre prøver. I løbet af 1970'erne bemærkede forskere fra den franske atomenergikommission noget ejendommeligt ved isotopsammensætningen af malm fra en uranmine i Oklo i Gabon, Vestafrika: den lignede affaldsprodukterne fra en kernereaktor. For omkring to milliarder år siden må Oklo have været beliggenheden af en naturlig reaktor [se "A Natural Fission Reactor," af George A. Cowan; Scientific American, juli 1976].
I 1976 bemærkede Alexander Shlyakhter fra Nuclear Physics Institute i St. Petersborg, Rusland, at en naturlig reaktors evne til at fungere afhænger afgørende af den præcise energi af en særlig tilstand ved samarium kernen, der letter indfangningen af neutroner. Og den energi afhænger følsomt af værdien af . Så hvis finstrukturkonstanten havde været lidt anderledes, kunne ingen kædereaktion være foregået. Men der foregik en, hvilket betyder, at konstanten ikke har ændret sig med mere end en del af 108 i løbet af de sidste to milliarder år. (Fysikere fortsætter med at debattere de eksakte kvantitative resultater på grund af de uundgåelige usikkerheder om forholdene inde i den naturlige reaktor.)
I 1962 anvendte P. James E. Peebles og Robert Dicke først lignende principper på meteoritter: mængdeforholdene, der opstår fra det radioaktive henfald af forskellige isotoper i disse gamle klipper, afhænger af . Den mest følsomme begrænsning involverer beta henfaldet af rhenium til osmium. Ifølge nyligt arbejde af Keith Olive fra University of Minnesota, Maxim Pospelov fra University of Victoria i British Columbia og deres kolleger, var , på den tid klipperne dannedes, indenfor to dele i 106 af dens nuværende værdi. Dette resultat er mindre præcist end Okla materialet, men går længere tilbage i tiden til oprindelsen af solsystemet for 4,6 milliarder år siden.
For at undersøge mulige ændringer gennem endnu længere tidsrum må forskerne ty til himlen. Lys er milliarder af år om at nå vore teleskoper fra fjerne astronomiske kilder. Det bærer et snapshot af fysikkens love og konstanter på det tidspunkt da det begyndte sin rejse eller mødte materiale på vejen.
Linie redaktion
Astronomi kom først ind i konstanter fortællingen lige efter opdagelsen af kvasarer i 1965. Ideen var enkel. Kvasarer var lige blevet opdaget og identificeret som strålende lyskilder placeret på enorme afstande fra Jorden. Fordi lysets vej fra en kvasar til os er så lang, gennembryder det uundgåeligt de gasfyldte udkanter af unge galakser. Gassen absorberer kvasarlyset ved særlige frekvenser og præger en stregkode af snævre linier på kvasar spektret.
Nårsomhelst gas absorberer lys, springer elektroner inde i atomerne fra en lav energitilstand til en højere. Disse energiniveauer bestemmes af, hvor stramt atomkernen holder elektronerne, hvilket afhænger af styrken af den elektromagnetiske kraft mellem dem - og derfor af finstrukturkonstanten. Hvis konstanten var forskellig på det tidspunkt, da lyset blev absorberet eller i det særlige område af universet, hvor det skete, så ville den energi, der krævedes for at løfte elektronen, være forskellig fra den, der kræves i dag i laboratorieeksperimenter og bølgelængderne af overgangene set i spektrene ville være forskellige. Måden på hvilken bølgelængderne ændrer sig, afhænger kritisk af elektronernes orbitale konfiguration. For en given ændring af , skrumper nogle bølgelængder, hvorimod andre stiger. Det komplekse mønster af virkninger er svært at eftergøre med data kalibreringsfejl, hvilket gør prøven forbavsende magtfuld.
|
Før vi begyndte vort arbejde for syv år siden, havde forsøg på at udføre målingen lidt af to begrænsninger. For det første havde laboratorieforskere ikke målt bølgelængderne af mange af de relevante spektrallinier med tilstrækkelig præcision. Ironisk nok plejede forskere at vide mere om spektre fra kvasarer milliarder af lysår borte end om spektra fra prøver her på Jorden. Vi behøvede laboratoriemålinger af høj præcision mod hvilke, vi kunne sammenligne kvasarspektrene, så vi overtalte eksperimentatorer til at foretage dem. De første målinger blev udført af Anne Thorne og Juliet Pickering fra Imperial College London, fulgt af grupper ledet af Sveneric Johansson fra Lund Observatory i Sverige og Ulf Griesmann og Rainer Kling fra National Institute of Standards and Technology i Maryland.
Det andet problem var, at foregående observatører havde brugt såkaldte alkali-doublet absorptionslinier - par af absorptionslinier der opstår fra den samme gas, sådan som carbon eller silicium. De sammenlignede mellemrummet mellem disse linier i kvasarspektre med laboratoriemålinger. Denne metode drog imidlertid ikke fordel af et særligt fænomen: en ændring i ændrer ikke blot mellemrummene mellem atomare energiniveauer relativt til det laveste energiniveau, eller grundtilstanden, men også positionen af selve grundtilstanden. Faktisk er denne anden virkning endnu stærkere end den første. Som konsekvens heraf var den højeste præcision, observatørerne opnåede, kun omkring 1 del af 104.
I 1999 fandt en af os, (Webb) og Victor V. Flambaum fra University of New South Wales i Australien, på en metode til at tage hensyn til begge virkninger. Resultatet var et gennembrud: det betød 10 gange højere følsomhed. Desuden tillader metoden, at forskellige arter (for eksempel, magnesium og jern) kan sammenlignes, hvilket tillader yderligere krydscheck. At omforme denne ide til praksis krævede komplicerede numeriske beregninger for at fastslå nøjagtigt, hvordan de observerede bølgelængder afhænger af i alle forskellige typer atomer. Kombineret med moderne teleskoper og detektorer har den nye indfaldsvinkel, kendt som mange-multiplet metoden, sat os i stand til at afprøve bestandigheden af med uhørt præcision.
At ændre mening
Da vi gik i gang med dette projekt forudså vi at vi ville fastslå, at værdien af finstrukturkonstanten for længe siden var den samme som den er i dag; vort bidrag ville simpelthen være højere præcision. Til vor overraskelse viste de første resultater, i 1999, små men statistisk signifikante forskelle. Yderligere materiale bekræftede dette resultat. Baseret på en total på 128 kvasar absorptionslinier fandt vi en middelstigning af tæt på seks dele af en million i løbet af de sidste seks milliarder til 12 milliarder år.
Ekstraordinære påstande kræver ekstraordinære vidnesbyrd, så vore øjeblikkelige tanker vendte sig mod potentielle problemer med materialet eller analysemetoderne. Disse usikkerheder kan klassificeres i to typer: systematiske og tilfældige. Tilfældige usikkerheder er lettere at forstå; de er just det - tilfældige. De er forskellige ved hver individuel måling, men midler ud til at være tæt på nul over en stor prøve. Systematiske usikkerheder, som ikke midler ud, er vanskeligere at behandle. De er endemiske i astronomi. Laboratorie eksperimentatorer kan ændre deres instrumentopstilling for at minimere dem, men astronomer kan ikke ændre universet, så derfor er de nødt til at acceptere, at alle deres metoder til at samle data har en skævhed, der ikke kan fjernes. For eksempel vil enhver undersøgelse af galakser have tendens til at blive overrepræsenteret af lysstærke galakser, fordi de er nemmere at se. At identificere og neutralisere disse skævheder er en konstant udfordring.
Den første vi ledte efter, var en forvrængning af den bølgelængdeskala mod hvilken, kvasar spektrallinierne blev målt. En sådan forvrængning kunne tænkes at komme ind, for eksempel, under behandlingen af kvasar data fra deres rå form ved teleskopet til et kalibreret spektrum. Skønt en simpel lineær strækning eller sammentrykning af bølgelængdeskalaen ikke præcist kunne efterligne en ændring af , kunne selv en upræcis efterligning være nok til at forklare vore resultater. For at afprøve for problemer af denne slags erstattede vi kvasardata med kalibreringsdata og analyserede dem, idet vi foregav, at de var kvasardata. Dette eksperiment udelukkede simple forvrængningsfejl med høj tillid.
I mere end to år satte vi den ene potentielle skævhed op efter den anden, for kun at udelukke den efter detaljeret undersøgelse som for lille en virkning. Indtil videre har vi kun identificeret en potentielt alvorlig kilde til skævhed. Det drejer sig om absorptionslinierne frembragt af grundstoffet magnesium. Hver af de tre stabile isotoper af magnesium absorberer lys med forskellig bølgelængde, men de tre bølgelængder er meget tæt på hinanden og kvasar spektroskopi ser alment de tre linier blandet som en. Baseret på laboratoriemålinger af de relative mængder af de tre isotoper udleder forskere bidraget fra hver. Hvis disse mængder i det unge univers var væsentlig anderledes - som det kunne være sket, hvis stjernerne, der spildte magnesium ind i deres galakser, i middel var tungere end deres modstykke i dag - kunne disse forskelle simulere en ændring af .
Men et studium, der er offentliggjort i år, viser, at resultaterne ikke så let kan bortforklares. Yeshe Fenner og Brad K. Gibson fra Swinburne University of Technology i Australien og Michael T. Murphy fra University of Cambridge fandt, at hvis man tilpasser isotopmængderne for at efterligne en variation af , så resulterer det også i overproduktionen af nitrogen i det tidlige univers - i direkte konflikt med observationer. Hvis det er sådan, må vi konfrontere sandsynligheden for, at virkelig har ændret sig.
Målinger af finstrukturkonstanten er ikke overbevisende. Nogle viser, at konstanten plejede at være mindre og nogle gør ikke. Måske varierede konstanten tidligere i den kosmiske historie og gør det ikke længere. (Kasserne repræsenterer et dataområde.) |
Det videnskabelige samfund erkendte hurtigt den umådelige potentielle betydning af vore resultater. Kvasar spektroskopister over hele verden var hurtigt på sporet og frembragte hurtigt deres egne målinger. I 2003 undersøgte hold ledet af Sergei Levshakov fra Ioffe Physico-Technical Institute i St. Petersburg, Rusland og Ralf Quast fra University of Hamburg i Tyskland tre nye kvasarsystemer. Sidste år analyserede Hum Chand og Raghunathan Srianand fra Inter-University Center for Astronomy and Astrophysics i Indien, Patrick Petitjean fra Institute of Astrophysics og Bastien Aracil fra LERMA i Paris 23 flere. Ingen af disse grupper så en ændring af . Chand argumenterede for at en forandring må være mindre end en del af 106 i løbet af de sidste seks milliarder til 10 milliarder år.
Hvordan kunne en temmelig ens analyse, som blot bruger forskellige data, frembringe en så radikal uoverensstemmelse? Til nu er svaret ukendt. Data fra disse grupper er af glimrende kvalitet, men deres prøver er væsentlig mindre end vores og går ikke så langt tilbage i tiden. Chand analysen vurderede ikke helt alle de eksperimentelle og systematiske fejl - og, da den var baseret på en forenklet version af mange-multiplet metoden, kunne have indført nye i sig selv.
En fremtrædende astrofysiker, John Bahcall fra Princeton, har kritiseret selve mange-multiplet metoden, men de problemer han har identificeret, falder i kategorien tilfældige usikkerheder, som burde forsvinde i en stor prøve. Han og hans kolleger, såvel som et hold ledet af Jeffrey Newman fra Lawrence Berkeley National Laboratory, har set på emmisionslinier snarere end absorptionslinier. Indtil videre er denne indfaldsvinkel meget mindre præcis, men i fremtiden kunne den give nyttige begrænsninger.
Forbedring af lovene
Hvis vore resultater viser sig at være rigtige, er konsekvenserne enorme, skønt kun delvist udforskede. Indtil for helt nylig var alle forsøg på at evaluere, hvad der sker med universet, hvis finstrukturkonstanten ændrer sig, utilfredsstillende. De gik kun ud på at antage, at blev en variabel i de samme formler, der var blevet udledt ved at antage, at den er en konstant. Dette er en tvivlsom praksis. Hvis varierer, så skal dens virkninger bevare energi og bevægelsesmængde og de skal øve indflydelse på gravitationsfeltet i universet. I 1982 var Jacob D. Bekenstein fra Hebrew University of Jerusalem den første til at almindeliggøre elektromagnetismens love til at behandle ukonstante konstanter strengt. Teorien hæver fra bare at være et tal til at være et såkaldt skalarfelt, en dynamisk ingrediens ved naturen. Hans teori inkluderede imidlertid ikke gravitation. For fire år siden udvidede en af os (Barrow), sammen med Håvard Sandvik og João Magueijo fra Imperial College London, den til at gøre det.
Ifølge forfatterens teori burde finstrukturkonstanten være forblevet konstant i visse perioder af den kosmiske historie og øget i andre. Data (se ovenfor) er konsistente med denne forudsigelse. |
Denne teori laver tiltrækkende enkle forudsigelser. Variationer af på nogle få dele pr. million burde have en fuldstændig ubetydelig virkning på universets udvidelse. Det er fordi elektromagnetisme er meget svagere end gravitation på kosmiske skalaer. Men skønt ændringer i finstrukturkonstanten ikke påvirker universets udvidelse af betydning, påvirker udvidelsen . Ændringer af drives af ubalance mellem den elektriske feltenergi og magnetisk feltenergi. I løbet af de første titusinder af år af kosmisk historie dominerede stråling over ladede partikler og holdt de elektriske og magnetiske felter i balance. Efterhånden som universet udvidede sig, tyndede strålingen ud og stof blev kosmos' dominerende bestanddel. De elektriske og magnetiske energier blev ulige og begyndte meget langsomt at forøges, voksende med logaritmen af tiden. For omkring seks milliarder år siden tog mørk energi over og accelererede udvidelsen, hvilket gjorde det vanskeligt for alle fysiske indflydelser at udbrede sig i rummet. Så blev næsten konstant igen.
Dette forudsagte mønster er konsistent med vore observationer. Kvasar spektrallinierne repræsenterer den stof dominerede periode af kosmisk historie, da var stigende. Laboratorie- og Okloresultaterne falder i den mørk-energi-dominerede periode, under hvilken har været konstant. Det fortsatte studium af virkningen af skiftende på radioaktive grundstoffer i meteoritter er særlig interessant, fordi det undersøger overgangen mellem disse to perioder.
Alfa er kun begyndelsen
Enhver teori, der er værd at overveje, reproducerer ikke bare observationer; den skal også lave nye forudsigelser. Den ovennævnte teori antyder, at variation i finstrukturkonstanten får genstande til at falde forskelligt. Galileo forudsagde, at legemer i et vakuum falder med samme hastighed, uanset hvad de er lavet af - en ide, der er kendt som det svage ækvivalens princip, berømt demonstreret da Apollo 15 astronaut David Scott tabte en fjer og en hammer og så dem ramme månejorden samtidig. Men hvis varierer, holder det princip ikke længere eksakt. Variationerne frembringer en kraft på alle ladede partikler. Jo flere protoner et atom har i sin kerne, jo stærkere vil det føle denne kraft. Hvis vore kvasar observationer er korrekte, så er accelerationerne af forskellige materialer forskellige med omkring en del ud af 1014 - for små til at de kan ses i laboratoriet med en faktor på omkring 100 men store nok til at vise sig i planlagte missioner som STEP (spacebased test of the equivalence principle).
I det store perspektiv menes vort observerbare univers at være en lille del af et multivers. Andre områder kunne have værdier af finstrukturkonstanten, der er forskellige fra vores. I princippet kunne astronauter vove sig ind i disse riger, men de ville møde et surrealistisk landskab, hvor fysikkens love, der muliggør deres eksistens, blev trukket væk under dem. |
Der er en sidste sløjfe på historien. Tidligere studier af forsømte at inkludere en væsentlig betragtning: universets klumpethed. Som alle galakser er vor Mælkevej omkring en million gange tættere end det kosmiske gennemsnit, så den udvider sig ikke sammen med universet. I 2003 beregnede Barrow og David F. Mota fra Cambridge, at kan opføre sig anderledes inde i galaksen end inde i tommere områder af rummet. Når en ung galakse kondenserer og falder til hvile i gravitationel ligevægt, holder næsten op med at ændre sig inde i den, men fortsætter med at ændre sig udenfor. Således lider de jordiske eksperimenter, der undersøger bestandigheden af , af en udvælgelsesskævhed. Det er nødvendigt, at vi studerer denne virkning mere for at se, hvordan den ville påvirke afprøvningerne af det svage ækvivalensprincip. Ingen rumlige variationer af er endnu set. Baseret på den kosmiske mikrobølgebaggrunds ensartethed viste Barrow fornylig, at ikke varierer med mere end en del af 108 mellem områder adskilt med 10 grader på himlen.
Så hvor efterlader dette vindstød af aktivitet videnskaben, hvad angår ? Vi afventer ny data og nye analyser for at bekræfte eller modbevise, at varierer på det hævdede niveau. Forskere fokuserer på , over de andre naturkonstanter, simpelthen fordi dens virkninger ses nemmere. Hvis imidlertid er underkastet forandringer, burde andre konstanter også variere, hvilket ville gøre naturens gang mere vaklende, end forskerne nogensinde havde mistanke om.
Konstanterne er et drilsk mysterium. Enhver ligning i fysikken er fyldt med dem og de forekommer så prosaiske, at folk har tendens til at glemme, hvor uforklarlige deres værdier er. Deres oprindelse er forbundet med nogle af de mægtigste spørgsmål i moderne videnskab, fra fysikkens forening til universets udvidelse. De kan være den overfladiske skygge af en struktur, der er større og mere kompleks end det tredimensionale univers, vi bevidner rundt omkring os. At bestemme, hvorvidt konstanter er virkelig konstante, er kun det første trin på en sti, der fører til en dybere og bredere påskønnelse af den endelige udsigt.
Further Evidence for Cosmological Evolution of the Fine Structure Constant. J.K. Webb, M.T. Murphy, V.V. Flambaum, V.A. Dzuba, J.D. Barrow, C.W. Churchill, J. X. Prochaska og A.M. Wolfe i Physical Review Letters, Vol. 87, No. 9, Paper No. 091301; 27. august, 2001. Fortryk til rådighed online på astro-ph/0012539
A Simple Cosmology with a Varying Fine Struckture Constant. H.B. Sandvik, J.D. Barrow og J. Magueijo i Physical Review Letters, Vol. 88, Paper No. 031302; 2. januar, 2002. astro-ph/0107512
The Constants of Nature: From Alpha to Omega. John D. Barrow, Jonathan Cape (London) og Pantheon (New York), 2002.
Are the Laws of Nature Changing with Time? J. Webb i Physics World, Vol. 16, Part 4, siderne 33-38; april 2003.
Limits on the Time Variation of the Electromagnetic Fine-Structure Constant in the Low Energy Limit from Absorption Lines in the Spectra of Distant Quasars. R. Srianand, H. Chand, P. Petitjean og B. Aracil i Physical Review Letters, Vol. 92, Paper No. 121302; 26. marts, 2004. astro-ph/0402177
Oversat fra Scientific American, juni, 2005, ss.32-39.