Mysteriet om den kosmologiske konstant
Ifølge
teorien skulle den konstant, som måler vacuets energi, være meget
større end den er. En forståelse af uoverensstemmelsen kunne
revolutionere den fundamentale fysik.
Larry Abbott*
Indledning
Almen relativitet og den kosmologiske konstant
Standard modellen
Euklidisk geometri beskriver rummet
Mirakuløs sammensværgelse?
Varsel om dramatiske ny opdagelser
Er Standard Modellen baseret på en fejlagtig opfattelse
af vacuet og rumtiden?
Hvad bestemmer rummets og tidens struktur i universet? Ifølge
Einsteins almene relativitetsteori er rummets geometriske egenskaber
relateret til energitætheden (og bevægelsesmængden) i
universet. For at forstå rumtidens struktur må vi derfor
identificere potentielt relevante energikilder og vurdere deres bidrag til
den totale energis (og bevægelsesmængdes) tæthed. De mest
indlysende energikilder, man umiddelbart tænker på, er
almindeligt stof og stråling. En meget mindre indlysende energikilde,
som kan have en enorm betydning for universets struktur, er selve det tomme
rum: vacuet.
Den ide, at vacuet kan være en energikilde, kan
forekomme at stride mod intuitionen. Men nuværende teorier om
elementarpartikler og kræfter ikke alene tillader en energitæthed,
der ikke er nul, men antyder også stærkt, at den burde have en
stor værdi. Er vacuets energitæthed virkelig så stor, som
disse teorier synes at antyde?
Svaret er helt bestemt nej. Universets geometriske
struktur er yderst følsom for værdien af vacuets
energitæthed. Denne værdi er så vigtig, at man har
defineret en konstant, som er proportional med vacuets energitæthed.
Den kaldes den kosmologiske konstant. Hvis vacuets energitæthed, eller
ækvivalent den kosmologiske konstant, var så stor, som teorierne
om elementarpartiklerne antyder, ville det univers, vi lever i, være
dramatisk anderledes med egenskaber, som vi ville finde bizarre og
foruroligende. Hvad er gået galt med vore teorier? I øjeblikket
kender vi ikke svaret på det spørgsmål. En sammenligning
af vor teoretiske og eksperimentelle forståelse af den kosmologiske
konstant, fører faktisk til et af de mest udfordrende og frustrerende
mysterier i partikelfysik og relativitet i vore dage.
De fleste er uvante med ideen om, at vacuet kan have
en energitæthed, der ikke er nul: Hvordan kan et enhedsrumfang tomt rum
indeholde energi? Svaret findes delvist i den kendsgerning, at fysiske
mængder, ifølge kvantemekanikken, har en tendens til
uundgåeligt at fluktuere. Selv i vacuets tilsyneladende ro dukker
partikelpar konstant op og forsvinder. Sådanne fluktuationer bidrager
med energi til vacuet.
Ideen om en vacuum energi er også uvant, fordi
den energi ikke kan detekteres af normale teknikker. Energier bestemmes
normalt ved at måle et systems energiændring, når det
modificeres på en eller anden måde eller ved at måle en
energiforskel mellem to systemer. Vi kan for eksempel måle energien,
der frigøres, når to kemikalier reagerer. Af denne grund er
energi, som vi normalt definerer den, en relativ mængde. Energien i
ethvert systems tilstand har derfor kun betydning i forhold til en anden
tilstand.
Det er ofte sædvane at måle energi i
forhold til vacuet. Når det defineres på denne måde, har
vacuet automatisk nul energi i forhold til sig selv. Den traditionelle
fremgangsmåde vil ikke virke, hvis vi ønsker at diskutere
vacuets energi på en absolut og meningsfuld måde. Vi må
bruge en anden teknik til at måle dets værdi.
Den eneste måde at etablere et absolut mål for energi på
er, at bruge gravitationen. I almen relativitet er energi kilden til
tyngdefelter på samme måde, som elektrisk ladning er kilden til
elektriske felter i Maxwells teori om elektromagnetisme. En
energitæthed af enhver slags, inkluderende den, der frembringes af
fluktuationer i vacuet, frembringer et tyngdefelt, der afslører sig
som en ændring i rumtidens geometri. Jordens tyngdefelt frembringes for
eksempel af dens hvileenergi, som er lig med Jordens masse ganget med
kvadratet på lysets hastighed (som givet ved den berømte formel
E = mc2). Tyngdefeltet frembringer en lille forvrængning i
rumtidens geometri nær Jorden, hvilket resulterer i den
tiltrækkende kraft, som trækker os alle mod Jorden. I almen
relativitet har vacuets energitæthed en absolut betydning og den kan
bestemmes ved at måle tyngdefeltet, der frembringes, ikke af stoffet,
men af selve vacuet.
Bestemmelsen af vacuets energitæthed er
selvfølgelig det samme som at bestemme den kosmologiske konstant, da
den ene er proportional med den anden. Det viser sig, at den kosmologiske
konstant kan tildeles enheder på 1 divideret med kvadratet på
afstanden. Med andre ord er kvadratroden af det reciprokke af den
kosmologiske konstant en afstand. Denne afstand har en direkte fysisk
betydning. Det er den længdeskala på hvilken, de
tyngdemæssige virkninger af en vacuum energitæthed, der ikke er
nul, ville have en indlysende og meget tydelig virkning på rummets og
tidens geometri. Ved at studere universets geometriske egenskaber over
længdeskalaer, lig denne afstand, kan den kosmologiske konstant
måles.
Fysikere har kæmpet med emnet, den kosmologiske
konstant, i mere end 70 år. Konstanten blev først indført
af Einstein i 1917 i et forsøg på at eliminere to
"problemer" med hans oprindelige formulering af den almene
relativitetsteori. Først troede han, at uden en kosmologisk konstant
kunne den almene teori ikke redegøre for et homogent og ensartet
univers: et univers, der ser næsten ens ud alle steder. (Det er
bemærkelsesværdigt, at Einstein overhovedet bekymrede sig om
sådanne sager i 1917, da der på det tidspunkt ikke var nogen
vidnesbyrd om, at universet var homogent og isotropisk, hvilket det faktisk
er). Uheldigvis var Einsteins fornuftslutninger forkerte. I 1922 viste
Alexander A. Friedmann, at den almene teori tillader et homogent og
isotropisk univers, blot ikke et statisk: universet skal udvide sig (eller
trække sig sammen). Efterfølgende astronomiske observationer har
overbevisende demonstreret, at modeller, der er baseret på Friedmanns arbejde,
nøjagtigt beskriver universets struktur i stor skala.
Einstein var også utilfreds med sin oprindelige
formulering, fordi teorien ikke gav en forklaring på inerti. Han troede
at han, ved at indføje en kosmologisk konstant, kunne frembringe en teori,
der kunne relatere stoffets inertiegenskaber direkte til fordelingen af
energi og bevægelsesmængde i universet, på en måde,
som først blev foreslået af den østrigske fysiker og
filosof Ernst Mach. Håbet blev skuffet snart efter fremkomsten af
Einsteins artikel, af et argument fremsat af den hollandske fysiker Willem de
Sitter, som opdagede den rumtid, vi skal diskutere.
Efter en så ydmygende begyndelse er det ikke
overraskende, at Einstein i 1923 skrev, måske lidt bittert,
"væk med den kosmologiske størrelse". Som vi vil se,
har det ikke været så let at eliminere den kosmologiske konstant
- den har overlevet for at frustrere mange teoretiske fysikere siden
Einstein. George Gamow har skrevet, at Einstein følte "at
introduktionen af den kosmologiske størrelse var hans livs
største fejltagelse", men efter at være indført af
Einstein "har den kosmologiske konstant stukket sit grimme hoved frem
igen og igen".
I øjeblikket ser det ud til, at vi
er udmærket placeret til at beskæftige os med den kosmologiske
konstant, da vi besidder en af de mest succesfulde fysiske teorier, der
nogensinde er udviklet, nemlig standard modellen. Standard modellen er det
temmelig fantasiløse navn, man har givet en samling teorier, som succesfuldt
beskriver alle de kendte elementarpartikler og deres vekselvirkninger.
Standard modellens bemærkelsesværdige evne til at tolke og
forudsige resultaterne af et enormt område af partikelfysik
eksperimenter, efterlader den uden konkurrenter som en model for partikelfysikken
(i det mindste op til de højeste energier, som er tilgængelige
med nuværende partikelacceleratorer).
Standard modellen er en kvantefeltteori. Det betyder,
at der for hver distinkt slags fundamental partikel i naturen findes et
tilsvarende felt i modellen, som bruges til at beskrive den partikels
egenskaber og vekselvirkninger. Således er der i standard modellen et
elektronfelt, et felt for fotonen (det elektromagnetiske felt) og et felt for
hver af de kendte partikler.
Standard modellen afhænger af et temmeligt
stort antal fri parametre: tal, som skal bestemmes gennem eksperimenter og
føres ind i teorien, før der kan gøres bestemte
forudsigelser. Eksempler på fri parametre inkluderer værdierne for
partiklernes masse og tal, der karakteriserer styrken af deres
vekselvirkninger. Når tallene én gang er bestemt, kan modellen
bruges til at forudsige resultaterne af yderligere eksperimenter og den kan
afprøves på grundlag af sine forudsigelser. I fortiden har sådanne
afprøvninger været spektakulært succesfulde.
Standard modellens fri parametre vil spille en
central rolle i vor diskussion. Skønt standard modellen er yderst
succesfuld, begrænser den kendsgerning, at den afhænger af et
så stort antal fri parametre, alvorligt dens forudsigelsesstyrke.
Modellen forudsiger, for eksempel, at man mangler at opdage en yderligere
partikel, kaldet top quarken, men den er ude af stand til at give en
værdi for dens masse, fordi den er endnu en fri parameter i teorien. En
nøgleudfordring i dagens partikelfysik er, at udvikle en kraftigere
teori baseret på et mindre antal fri parametre, som alligevel
indeholder alle standard modellens succeser. En sådan teori ville kunne
bestemme værdierne for nogle af de parametre, som ikke kan forudsiges
af standard modellen. I deres søgen efter en sådan teori, leder
fysikerne konstant efter sammenhænge mellem standard modellens
parametre, som kunne afsløre en dybere struktur. Som vi vil se, vil
den kosmologiske konstant forsyne os med en sådan sammenhæng, men
i dette tilfælde vil vi få mere, end vi havde turdet håbe
på.
I standard modellen er vacuet, som i enhver
kvantefeltteori, defineret som tilstanden med laveste energi eller rigtigere,
tilstanden med mindst energitæthed. Dette betyder imidlertid ikke, at
vacuets energitæthed er nul. I virkeligheden kan energitætheden
være positiv, negativ eller nul afhængig af værdierne af
forskellige parametre i teorien. Bortset fra dens værdi, er der mange
komplekse processer, som bidrager til den totale vacuum energitæthed.
Essensen er, at vacuets totale energitæthed er
summen af tre slags størrelser. For det første er der selve den
kosmologiske konstant: den værdi, den kosmologiske konstant ville have,
hvis ingen af de kendte partikler fandtes og hvis den eneste kraft i universet
var gravitation. Den rene kosmologiske konstant er en fri parameter, som kun
kan bestemmes ved eksperimentelt at måle den kosmologiske konstants
sande værdi.
Den anden type bidrag til vacuets totale
energitæthed opstår delvist fra kvantefluktuationer. Felterne i
standard modellen, som elektronfeltet, gennemgår fluktuationer, selv i
vacuet. Sådanne fluktuationer manifesterer sig som par af
såkaldte virtuelle partikler, der dukker op spontant, vekselvirker kort
og så forsvinder. (Hvert par virtuelle partikler består af en
partikel og dens tilsvarende antipartikel, som elektronen og positronen, der
har identiske masser med modsatte elektriske ladninger). Skønt
virtuelle partikler ikke kan detekteres ved et tilfældigt blik på
det tomme rum, har de målelige virkninger på fysikken og
især bidrager de til vacuets energitæthed. Bidraget, som vacuum
fluktuationer i standard modellen giver, afhænger på en
kompliceret måde af alle de kendte partiklers masser og styrken af deres
vekselvirkninger.
Den anden type størrelse afhænger
også af mindst et yderligere felt, kendt som Higgs feltet, der
repræsenterer en massiv partikel, Higgs bosonen, som endnu ikke er
blevet detekteret. Higgs feltet burde have en særlig dramatisk virkning
på vacuum tilstandens energitæthed [se "The Higgs
Boson," af Martinus J.G. Veltman; Scientific American, November, 1986].
Den sidste slags størrelse, som skal
inkluderes, er essentielt en "fusk" faktor, som repræsenterer
bidrag til vacuets energitæthed fra yderligere partikler og vekselvirkninger,
som kan findes, men som vi endnu ikke kender til. Værdien af denne
størrelse er selvfølgelig ukendt.
Den kosmologiske konstant bestemmes ved at addere de
tre størrelser, vi har diskuteret. Vor evne til at forudsige dens
værdi, ved brug af standard modellen, frustreres af den rene
kosmologiske konstants eksistens - en fri parameter, som kun kan bestemmes
ved at udføre selve den måling, vi forsøger at forudsige
- og af vacuumenergiens følsomhed over for ukendt fysik. Alt er
imidlertid ikke tabt, ikke endnu i det mindste. Skønt alle de
størrelser, der medgår til opbygningen af den kosmologiske
konstant, på en kompliceret måde afhænger af alle standard
modellens parametre, kan mange af størrelsernes værdier
estimeres temmelig nøjagtigt. Bestanddelene i protoner og neutroner,
"op" og "ned" quarkerne, bidrager for eksempel med en
mængde på omkring 1 / (1 kilometer)2 til den
kosmologiske konstant og Higgs feltet bidrager med en endnu større
mængde, groft anslået 1 / (10 centimeter)2.
Hver af de størrelser, der bidrager til den
kosmologiske konstant afhænger af standard modellens parametre på
en distinkt og uafhængig måde. Hvis vi antager, at standard
modellens parametre virkelig er frie og uafhængige (en antagelse vi
løbende checker i vor søgen efter dybere struktur), forekommer
det usandsynligt, at disse tilsyneladende urelaterede størrelser
skulle udligne hinanden. Som konsekvens heraf forekommer det rimeligt at
antage, at den totale kosmologiske konstant vil være mindst så
stor eller større end de individuelle størrelser, vi kan
beregne. Et sådant argument er for groft til at forudsige, om den
kosmologiske konstante skulle være positiv eller negativ, men vi ville
forsigtigt estimere, at dens størrelse meget vel burde være
mindst 1 / (1 kilometer)2, at den godt kunne være i
størrelsesordenen 1 / (10 centimeter)2 og måske, at
den er endnu større. Med andre ord forventer vi, at de
tyngdemæssige virkninger af en vacuum energitæthed, der ikke er
nul, skulle vise sig som forvrængninger i rumtidens geometri over
afstande på en kilometer eller mindre.
Det kræver ikke nogen sofistikeret
eksperimenteren at vise, at det teoretiske estimat, vi lige har givet, er
vildt forkert. Vi ved alle, at almindelig euklidisk geometri giver en
fuldstændig tilstrækkelig beskrivelse af rummet over afstande
meget større end en kilometer. Når vi går rundt om
blokken, har ingen af os nogensinde bemærket store forvrængninger
i rumtidens struktur i vort nabolag. Hvis den kosmologiske konstants
størrelse var så stor, som vor standard model estimerer, ville
almindelig euklidisk geometri ikke være gældende over
afstandsskalaer på en kilometer eller endnu mindre. Hvis den
kosmologiske konstant var negativ, med en størrelse på 1 / (1
kilometer)2, så ville summen af vinklerne i en trekant med
sider i størrelsesordenen 1 kilometer være tydeligt mindre end
180 grader og rumfanget af en kugle med radius på 1 kilometer ville
være tydeligt større end 4  / 3
kubikkilometer.
En positiv kosmologisk konstant i
størrelsesordenen 1 / (1 kilometer)2 ville have endnu mere
bizarre konsekvenser. Hvis den kosmologiske konstant var så stor, ville
vi ikke kunne se genstande mere end nogle få kilometer borte fra os,
på grund af de enorme forvrængninger i rumtidens struktur. Hvis
vi desuden vandrede længere end nogle få kilometer bort fra
hjemmet, for at se hvordan resten af verden tog sig ud, ville den
tyngdemæssige forvrængning af rumtiden være så stor,
at vi aldrig ville kunne vende hjem igen, uanset hvor meget vi
prøvede.
Hvad nu, hvis den kosmologiske konstant ikke er nul
men temmelig lille? I dette tilfælde ville vi være nødt
til, at kigge over store afstande for at se dens virkning på rumtidens
struktur. Vi kan selvfølgelig ikke tegne trekanter på
størrelse med universet og måle deres vinkler, men vi kan
observere fjerne galaksers position og bevægelse. Ved omhyggeligt at
kortlægge fjerne galaksers fordeling og hastighed kan astronomer udlede
den geometriske struktur af den rumtid, hvori de eksisterer og bevæger
sig.
Man har længe erkendt, at den dominerende kilde
til tyngdemæssig forvrængning af universets rumtidsgeometri
på store skalaer forekommer at være stoffets energitæthed
og ikke vacuets. Skønt stoffets energitæthed og vacuets begge
påvirker universets geometriske struktur, gør de det på
forskellige og skelnelige måder. Talrige observationer har vist, at
galakserne i universet bevæger sig væk fra hinanden, en
kendsgerning, som er en af hjørnestenene i det ekspanderende univers i
"Big Bang" kosmologien, som i øjeblikket er accepteret. Den
almindelige tyngdemæssige tiltrækning blandt galakserne tenderer
til at gøre denne ekspansion langsommere. Når galakserne kommer
længere fra hinanden, bliver deres tyngdetiltrækning svagere og
derfor falder farten med hvilken, ekspansionen bliver langsommere med tiden.
Det almindelige stofs virkning på universets udvidelse er at decelerere
udvidelsen med en stadigt faldende fart.
Hvilke virkninger ville en kosmologisk konstant, der
ikke er nul, have på universets udvidelseshastighed? En negativ
kosmologisk konstant ville have tendens til at sænke galaksernes
udvidelse men med en fart, som var konstant, ikke faldende med tiden. En
positiv kosmologisk konstant ville på den anden side have en tendens
til, at få galakserne til at accelerere bort fra hinanden og øge
universets ekspansionsfart. Omfattende studier af fjerne galaksers
ekspansionsrate viser ingen vidnesbyrd om enten en positiv eller negativ
kosmologisk konstant.
Et godt eksempel på, hvordan astronomer kan
måle universets geometri og se efter en kosmologisk konstant, der ikke
er nul, gives af nyligt offentliggjort arbejde af Edwin D. Loh og Earl J.
Spillar fra Princeton University. Deres gennemgang tæller antallet af
galakser i områder af specifik størrelse forskellige steder i
universet. Hvis vi antager, at antallet af galakser pr. enhedsrumfang i
gennemsnit er det samme overalt, så kan vi, ved at tælle galakser
i et område, estimere det områdes rumfang. Ved at måle
rumfanget af områder langt fra os bestemmer vi forholdet mellem afstand
og rumfang på meget store skalaer og til tidligere tider, da lyset fra
fjerne galakser tager lang tid om at nå os - milliarder af år i
tilfældet med denne gennemgang.
Skønt sådanne gennemgange indeholder
mange dunkle kilder til potentielle fejl, er resultaterne så
forbavsende anderledes end vort teoretiske estimat, at fejl på en
faktor to eller selv 10 er temmelig betydningsløse. Alle galaktiske
undersøgelser viser samstemmende, at der ikke er vidnesbyrd om nogen
rumtidsforvrængninger, som skyldes en ikke-forsvindende kosmologisk
konstant ud til de fjerneste afstande, som er tilgængelige for
astronomerne, omkring 10 milliarder lysår eller 1023
kilometer. Det betyder, at den kosmologiske konstants størrelse
må være mindre end 1 / (1023 kilometer)2.
Vort teoretiske estimat, som antyder en størrelse større end 1
/ (1 kilometer)2 er forkert med mindst en forbavsende faktor
på 1046. Få teoretiske estimater i fysikkens historie,
som er gjort på grundlag af, hvad der forekom fornuftige antagelser,
har nogensinde været så unøjagtige.
Den enorme fejltagelse, vi har oplevet i
forsøget på at forudsige værdien af den kosmologiske
konstant, er meget mere end blot pinlig. Husk, at den grundlæggende antagelse,
vi brugte til at opnå vort estimat var, at der ikke er nogen uventede
udligninger mellem de forskellige størrelser i summen, der bestemmer
vacuets totale energitæthed. Denne forventning var baseret på den
antagne uafhængighed af standard modellens fri parametre. Det er klart,
at denne antagelse er spektakulært forkert. Der må faktisk finde
en mirakuløs sammensværgelse sted blandt både de kendte og
de ukendte parametre, som styrer partikelfysikken, så de mange
størrelser, der udgør den kosmologiske konstant, adderer til en
mængde, der er mere end 46 størrelsesordener mindre end summens
individuelle størrelser. Med andre ord fortæller den
kosmologiske konstants lille værdi os, at der findes et
bemærkelsesværdigt og fuldstændigt uventet præcist
forhold mellem alle standard modellens parametre, den rene kosmologiske
konstant og den ukendte fysik.
Et forhold mellem standard modellens frie parametre
er netop, hvad vi søger i vor jagt efter at opdage dybere og bedre
teorier til forudsigelse. Hvordan kan en så kompleks sammenhæng
mellem det, vi troede var fri og ubegrænsede parametre, opstå og
hvad betyder den?
Når man besvarer dette spørgsmål,
er det godt at huske på to eksempler fra en tidligere periode i
fysikkens historie. I midten af det 19. århundrede var lysets hastighed
blevet målt og der fandtes teorier, som beskrev elektriske og
magnetiske fænomener, men det var endnu ikke blevet vist, at
lysudbredelsen var et elektromagnetisk virkning. Adskillige fysikere
bemærkede imidlertid en mærkelig sammenhæng mellem lysets
hastighed og to parametre, som kommer ind i ligningerne for elektriske og
magnetiske fænomener. I moderne notation var det, de bemærkede,
at den elektromagnetiske permittivitetskonstant e0
og den magnetiske permeabilitetskonstant  0
kunne kombineres på formen  (
1 / e00),
hvilket gav en mængde, som er numerisk lig med den målte
lyshastighed (i det mindste inden for den tids temmelig store eksperimentelle
fejl).
Forskerne forstod, at dette enten var et
mirakuløst numerisk sammentræf eller vidnesbyrd om en
fundamental, og til nu uopdaget, sammenhæng mellem elektromagnetiske
fænomener og lys. James Clerk Maxwell var også klar over denne
numeriske mærkværdighed og den tjente som en vigtig inspiration
for ham til at vise, gennem det sæt ligninger, der nu bærer hans
navn, at udbredelsen af lys virkelig er dybt relateret til elektriske og
magnetiske fænomener.
Antyder den bemærkelsesværdige
sammenhæng mellem standard modellens parametre, som den kosmologiske
konstants lille værdi peger på, at en vidunderlig forenende teori
afventer vor opdagelse? Før vi springer til den konklusion, vil jeg
gerne bringe et andet eksempel fra den elektromagnetiske historie ind i
sammenhængen.
Efter at Maxwell havde indarbejdet lysudbredelsen i
elektromagnetisk teori blev det alment antaget, at lysbølger rejste
gennem et medium kendt som æteren. Ved brug af et interferometer,
forsøgte Albert A. Michelson og Edward W. Morley at måle Jordens
hastighed, når den bevægede sig gennem æteren. De fandt, at
den relative hastighed var nul: Jordens hastighed og æterens hastighed
var identiske. Dette er en anden sammenhæng, som involverer det, man
dengang mente var en af naturens fundamentale parametre, nemlig æterens
hastighed. Viste opdagelsen vejen til en forenet teori, som relaterede en
fundamental egenskab ved elektromagnetisme til Jordens bevægelse?
Selvom den ide, at æteren drev afsted med
Jorden blev foreslået, forklares resultatet af Michelson-Morley
eksperimentet faktisk af Einsteins specielle relativitetsteori, hvilket
viste, at brugen af begrebet om en æter, på det tidspunkt var
inkonsistent med rummets og tidens symmetrier. Ingen teori, som har givet en
fundamental relation mellem æterens hastighed og noget så
unormalt som Jordens hastighed, har overlevet. Det er næppe
overraskende. Jordens hastighed påvirkes af mange ting - formen og
størrelsen af dens bane rundt om Solen, Solens masse og Solens
bevægelse i Galaksen, for eksempel - de forekommer fuldstændig
uden sammenhæng med emnerne i teorien om elektromagnetisme. Der er
ingen fundamental sammenhæng mellem æterens hastighed og Jordens
hastighed, fordi selve æteren, som teoretikerne i det 19.
århundrede forestillede sig den, slet ikke findes.
I begge eksempler gik en overraskende
sammenhæng mellem naturens parametre forud for dramatiske og nye
opdagelser. Vi har enhver grund til at tro, at den mystiske sammenhæng,
der antydes af den kosmologiske konstants forsvindende lille værdi,
peger på, at lige så vigtige opdagelser mangler at blive gjort.
De to eksempler, vi har overvejet, er temmelig forskellige. Den første
sammenhæng, som involverer to af elektromagnetismens parametre og en
fra lysudbredelsen, er det, fysikere i dag ville kalde en
"naturlig" sammenhæng: en som involverer et lille antal
velkendte parametre. Eksistensen af en naturlig sammenhæng kan vise, at
der findes en forenende teori og, vigtigere, antyder det, at en sådan
teori kan opdages.
Det andet eksempel, hvori æterens hastighed
blev relateret til Jordens hastighed er det, man i dag ville kalde en
"unaturlig" sammenhæng: en som involverer mange parametre, af
hvilke nogle er ukendte eller endda ikke til at kende. Det forekommer for
eksempel usandsynligt, at vi nogensinde vil kende og forstå alle de
mange faktorer, som bestemmer, hvad Jordens hastighed er i forhold til de
fjerne galakser. Enhver forenet teori, som udvikles til at gøre rede
for en unaturlig sammenhæng, ville skulle forklare værdierne af
mange kendte og ukendte parametre på en gang. Det forekommer helt
usandsynligt, at en sådan teori kunne opdages, selv om den fandtes.
Vort eksempel viser, at en unaturlig sammenhæng
snarere antyder en dyb misforståelse om essensen i det, der måles
og bringes i sammenhæng, end det viser eksistensen af en underliggende
forenet teori. Som konsekvens heraf kan en unaturlig sammenhæng pege
på en endnu mere dramatisk revolution i vor tænkning, end en
naturlig ville.
Hvis vi afskriver muligheden af, at den forsvindende
lille værdi af den kosmologiske konstant er tilfældig, må
vi acceptere, at det har stimulerende betydninger for fysikken. Men
før vi kaster os ud i at konstruere nye forenede modeller, må vi
imidlertid se det dilemma i øjnene, at den sammenhæng, der
antydes af den kosmologiske konstants forsvinden, er unaturlig. De
mirakuløse udligninger, der kræves for at frembringe en
acceptabelt lille kosmologisk konstant, afhænger af alle de parametre,
der er relevante for partikelfysikken, kendte og ukendte. For at forudsige en
nul (eller lille) værdi for den kosmologiske konstant, ville en forenet
teori stå overfor den imponerende opgave at skulle redegøre for
enhver parameter, der påvirker partikelfysikken. Endnu værre er
det, at det, for at opnå en tilstrækkeligt lille kosmologisk
konstant, kræves, at ekstremt præcise udligninger (en del ud af
1046 eller mere) finder sted; parametrene skulle forudsiges af
teorien med ekstraordinær nøjagtighed, før nogen
forbedring af situationen vedrørende den kosmologiske konstant ville
blive bemærket. At konstruere en sådan teori, hvis den
overhovedet findes, forekommer at være en frygtindgydende, om ikke
umulig, opgave.
Selv om der er blevet foreslået visse teorier
af "æter bevægelse" typen, fokuserer de fleste
anstrengelser, vedrørende den kosmologiske konstant, sig om, at finde
den underliggende misforståelse, den manglende del af standardteorien
eller fejlopfattelsen af vacuet, som, når det en gang er
forstået, enten vil belyse problemet eller i det mindste gøre
det til et naturligt problem. Så længe problemet med den
kosmologiske konstant forbliver unaturligt, er det eneste håb, vi har,
om at finde en løsning, at vi snubler over en altomfattende teori, som
er i stand til at redegøre for alle partikelfysikkens parametre med
næsten perfekt nøjagtighed. Hvis vi kan ændre den
krævede sammenhæng, til frembringelse af en acceptabelt lille
vacuum energitæthed, til en naturlig, så reducerer vi, selv om vi
endnu ikke har redegjort for dens værdi, emnet om den kosmologiske
konstant til et mere håndterligt problem, som involverer et rimeligt
antal kendte parametre, der kun skal forudsiges med en moderat grad af
nøjagtighed. Der er til dato lidt at rapportere om denne virksomhed.
Til trods for en masse hårdt arbejde og kreative ideer, ved vi stadig
ikke, hvorfor den kosmologiske konstant er så lille.
Er Standard Modellen baseret på en fejlagtig opfattelse
af vacuet og rumtiden?
Selv om naturen ikke, med Aristoteles ord, "afskyr et vacuum",
så afskyr den måske et vacuum, der ikke er tomt. Ved at
indføre æteren i den elektromagnetiske teoris tidlige dage,
forurenede Maxwell og andre vacuet med en hypotetisk væske, der havde
komplekse egenskaber. Michelson og Morley viste, at dette syn på vacuet
var inkonsistent med eksperimentets virkelighed og Einstein viste, at det var
inkonsistent med universets symmetrier.
Kvantefeltteorier fylder også vacuets tomhed,
denne gang med kvantefluktuationer og felter i stedet for æter. Disse
moderne former for forurening er konsistente med den specielle
relativitetsteori, men de synes at forårsage problemer, når de
ses inden for rammerne af den almene teori. Med mysteriet om den kosmologiske
konstant betaler vi måske igen prisen for at hælde for meget i
vacuet. Standard modellen, som har et stort antal fluktuerende kvantefelter,
inkluderende et Higgs felt, er en særlig slem forurener af vacuet. Der
er ingen tvivl om, at den resulterende teori er en smuk og yderst succesfuld
struktur, men den kan være baseret på en opfattelse af vacuet
eller af rumtiden, som er fejlagtig. Der er vores udfordring at reparere det
fejlagtige grundlag uden at ødelægge den tårnhøje
struktur, vi har bygget på det.
* Larry Abbott er associate professor i fysik på
Brandels University. Han tjente sin Ph.D. i fysik fra Brandels i 1977. Han
tilsluttede sig fakultetet der i 1979 efter at have arbejdet på
Stanford Linear Accelerator Center og på CERN, det europæiske
laboratorium for partikelfysik i Geneve. Abbott skriver: "I de sidste
par år har jeg været interesseret i anvendelsen af nye ideer i
partikelfysik på kosmologi og har arbejdet på inflatorisk kosmologi,
mørkt stof og universets struktur i stor skala. Samtidig er jeg blevet
nysgerrig vedrørende problemet med den kosmologiske konstant. Fornylig
har jeg studeret betydningen af observationen af neutrinoer fra supernova
1987 A og er blevet interesseret i neurale netværks fysik".
Oversat fra The
Mystery of the Cosmological Constant, Scientific
American, maj
1988, ss. 82-88.
29.
maj, 2006.
Indhold
Kosmiske strenge :Én
sti: Det selv-reproducerende inflatoriske univers
Kosmologisk antigravitation
Index
|