Universets udvikling

For omkring 15 milliarder år siden dukkede universet frem fra et varmt, tæt hav af stof og energi. Efterhånden som universet udvidede sig og afkøledes, avlede det galakser, stjerner, planeter og liv.

P. James E. Peebles, David N. Schramm, Edwin L. Turner og Richard G. Kron*

På et bestemt øjeblik for omkring 15 milliarder år siden var alt det stof og al den energi, vi kan observere, koncentreret i et område, der var mindre end en femogtyveøre og begyndte at udvide sig og afkøles med en utrolig stor fart. På det tidspunkt, da temperaturen var faldet til 100 millioner gange den temperatur, der er i solens indre, antog naturens kræfter deres nuværende egenskaber og elementarpartiklerne, der kaldes kvarker, bevægede sig frit i et hav af energi. Da universet havde udvidet sig yderligere 1.000 gange fyldte alt det stof, vi kan måle, et område på størrelse med solsystemet.
    På det tidspunkt blev de frie kvarker indesluttede i neutroner og protoner. Efter universet var vokset 1.000 gange mere, kombineredes protoner og neutroner og dannede atomkerner, inkluderende det meste af den helium og deuterium, som er tilstede i dag. Alt dette skete indenfor udvidelsens første minut. Forholdene var imidlertid stadig for varme til, at atomkernerne kunne indfange elektroner. Neutrale atomer i store mængder dukkede først op efter udvidelsen var fortsat i 300.000 år og universet var 1.000 gange mindre, end det er nu. Så begyndte de neutrale atomer at samle sig til gasskyer, som senere udviklede sig til stjerner. På det tidspunkt, hvor universet havde udvidet sig til en femtedel af dets nuværende størrelse, havde stjernerne dannet grupper, der kan genkendes som unge galakser.

Da universet havde halvdelen af dets nuværende størrelse, havde kernereaktioner i stjerner frembragt de fleste af de tunge grundstoffer, som de jordlignende planeter blev lavet af. Vort solsystem er relativt ungt: det dannedes for fem milliarder år siden, da universet var to tredjedele af dets nuværende størrelse. I tidens løb har dannelsen af stjerner forbrugt forsyningen af gas i galakserne og derfor daler befolkningen af stjerner. Femten milliarder år fra nu vil stjerner som vor sol være relativt sjældne og universet vil være et meget mindre gæstfrit sted for observatører som os.
    Vor forståelse af universets skabelse og udvikling er en af det 20. århundredes videnskabs store præstationer. Denne viden kommer fra årtier med nye eksperimenter og teorier. Moderne teleskoper på jorden og i rummet detekterer lyset fra galakser, der er milliarder af lysår væk og viser os, hvordan universet så ud, da det var ungt. Partikelacceleratorer afprøver den grundlæggende fysik i det tidlige univers' højenergimiljø. Satellitter detekterer den kosmiske baggrundsstråling, der er tilbage fra udvidelsens første trin og giver et billede af universet på de største skalaer, vi kan observere.
    Vores bedste forsøg på at forklare denne mængde data udtrykkes af en teori, der kaldes standard kosmologisk model eller big bang kosmologi. Teoriens hovedpåstand er, at universet på stor skala udvider sig på en næsten ensartet måde bort fra en tæt tidlig tilstand. I øjeblikket er der ingen fundamentale udfordrere til big bang teorien, skønt der indenfor selve teorien er visse uløste emner. Astronomerne er f.eks. ikke sikre på, hvordan galakserne blev dannet, men der er ingen grund til at tro, at processen ikke fandt sted indenfor big bangs rammer. Faktisk har teoriens forudsigelser overlevet alle prøver til dato.
    Alligevel har big bang teorien sine begrænsninger og der forbliver mange fundamentale mysterier. Hvordan var universet før det udvidede sig? (Ingen af vore observationer tillader os at se tilbage hinsides det øjeblik, hvor udvidelsen begyndte.) Hvad vil der ske i den fjerne fremtid, når den sidste af stjernerne opbruger forsyningen af kernebrændsel? Endnu kender ingen svarene. Vort univers kan betragtes på mange måder - af mystikere, teologer, filosoffer eller forskere. I videnskaben antager vi den møjsommelige rute: vi accepterer kun det, der afprøves af eksperiment eller observation. Albert Einstein gav os den nu godt gennemprøvede og accepterede Teori om Almen Relativitet, som etablerer forholdene mellem masse, energi, rum og tid. Einstein viste, at en ensartet fordeling af stof i rummet passer pænt med hans teori. Han antog uden diskussion, at universet i middel er statisk og uforanderligt på store skalaer [se "How Cosmology Became a Science," af Stephen G. Brush; Scientific American, august 1992], [Hvordan kosmologi blev til en videnskab].
    I 1922 indså den russiske teoretiker Alexander A. Friedmann, at Einsteins univers er ustabilt; den mindste forstyrrelse ville få det til at udvide sig eller trække sig sammen. På den tid samlede Vesto M. Slipher fra Lowell Observatory de første vidnesbyrd om, at galakser faktisk fjerner sig fra hinanden. I 1929 viste den fremtrædende astronom Edwin P. Hubble så, at hastigheden, med hvilken en galakse bevæger sig væk fra os, er omtrent proportional med dens afstand fra os.
    Eksistensen af et ekspanderende univers indebærer, at kosmos har udviklet sig fra en tæt koncentration af stof til den nuværende udbredte fordeling af galakser. En engelsk kosmolog, Fred Hoyle, var den første, der kaldte denne proces big bang. Det var Hoyles hensigt at forklejne teorien, men navnet var så fængende, at det blev populært. Det er imidlertid noget misvisende at beskrive udvidelsen som en slags eksplosion af stof bort fra et bestemt punkt i rummet.

Det er slet ikke billedet: i Einsteins univers er begrebet om rum og fordelingen af stof intimt forbundne; den observerede udvidelse af systemet af galakser afslører selve rummets udfoldning. En essentiel egenskab ved teorien er, at middeltætheden i rummet falder, når universet udvider sig; fordelingen af stof danner ikke nogen observerbar kant. I en eksplosion bevæger de hurtigste partikler sig ud i det tomme rum, men i big bang kosmologien fylder partiklerne hele rummet ensartet. Universets udvidelse har haft lille indflydelse på størrelsen af galakserne og de hobe af galakser, som er bundet af gravitationen; rummet åbner sig helt enkelt imellem dem. I denne forstand er udvidelsen lig et rosinbrød, der hæver. Dejen er analog med rummet og rosinerne med galaksehobe. Når dejgen udvider sig, fjerner rosinerne sig fra hinanden. Desuden er hastigheden, med hvilken ethvert par rosiner fjerner sig fra hinanden, direkte og positivt relateret til mængden af dej, der adskiller dem. Vidnesbyrdene for universets udvidelse har hobet sig op i omkring 60 år. Det første vigtige spor er rødforskydningen. En galakse udstråler eller absorberer nogle lysbølgelængder kraftigere end andre. Hvis galaksen bevæger sig væk fra os, forskydes disse egenskaber af udstråling og absorption til længere bølgelængder - dvs. de bliver rødere efterhånden, som den vigende hastighed forøges. Dette fænomen er kendt som rødforskydningen.
    Hubbles målinger viste, at en fjern galakses rødforskydning er større end den er hos en galakse, der er nærmere jorden. Denne sammenhæng, som nu kaldes Hubbles Lov, er lige, hvad man ville forvente i et ensartet ekspanderende univers. Hubbles Lov siger, at en galakses vigehastighed er lig med dens afstand ganget med en mængde, der kaldes Hubbles konstant. Rødforskydningens virkning ved nærtliggende galakser er relativt fin og kræver gode instrumenter til detektion. I modsætning hertil er rødforskydningen ved meget fjerne objekter - radiogalakser og kvasarer - et imponerende fænomen; nogle synes at bevæge sig væk med hastigheder større end 90 procent af lysets hastighed.

Hubble bidrog til en anden afgørende del af billedet. Han talte antallet af synlige galakser i forskellige retninger på himlen og fandt, at de forekommer at være temmelig ensartet fordelt. Værdien af Hubbles konstant syntes at være den samme i alle retninger, en nødvendig konsekvens af ensartet udvidelse. Moderne undersøgelser bekræfter den fundamentale grundsætning, at universet er homogent på store skalaer. Skønt kort over fordelingen af de nærtliggende galakser udviser sammenklumpning, afslører dybere undersøgelser betragtelig ensartethed.
    Mælkevejen ligger f.eks. i en knude af to dusin galakser; disse er derefter del af et kompleks af galakser, der stikker frem fra den såkaldte lokale superhob. Hierakiet af hobe er blevet sporet op til størrelser på omkring 500 millioner lysår. Fluktuationerne i stoffets middeltæthed formindskes efterhånden, som den undersøgte strukturs skala forøges. I kort, der dækker afstande tæt på den observerbare grænse, ændrer stoffets middeltæthed sig med mindre end en tiendedel af en procent.
    For at afprøve Hubbles Lov har astronomerne behov for at måle afstanden til galakserne. En metode til måling af afstand er at observere en galakses tilsyneladende lysstyrke. Hvis en galakse er fire gange svagere på nattehimlen end en ellers sammenlignelig galakse, så kan den estimeres til at være to gange så langt væk. Denne forventning er nu blevet afprøvet over hele området af visuelle afstande.
    Nogle kritikere af teorien har peget på, at en galakse, der synes at være mindre og svagere, måske ikke behøver at være fjernere. Heldigvis findes der en direkte indikation af, at objekter, hvis rødforskydning er større, virkelig er fjernere. Vidnesbyrdene kommer fra observationer af en virkning, der kaldes gravitationslinser. En genstand så massiv og kompakt som en galakse kan virke som en grov linse og frembringe et forvrænget, forstørret billede (eller endda mange billeder) af enhver strålingskilde i baggrunden. En sådan genstand gør det ved at afbøje banerne for lysstråler og anden elektromagnetisk stråling. Så hvis en galakse sidder på synslinien mellem jorden og en fjern genstand, vil den afbøje lysstrålerne fra genstanden så de er observable [se "Gravitational Lenses," af Edwin L. Turner; Scientific American, juli 1988]. I det sidste årti har astronomer opdaget mere end et dusin gravitationslinser. Genstanden bag linsen ses altid at have en højere rødforskydning end selve linsen, hvilket bekræfter den kvalitative forudsigelse af Hubbles lov.
    Hubbles lov har stor betydning, ikke kun fordi den beskriver universets udvidelse, men også fordi den kan bruges til at beregne kosmos' alder. Præcist er tiden, der er gået siden big bang, en funktion af den nuværende værdi af Hubbles konstant og hastigheden den ændrer sig med. Astronomer har bestemt den tilnærmede udvidelseshastighed, men ingen har endnu kunnet måle den anden værdi præcist.
    Alligevel kan man estimere denne mængde ud fra viden om universets middeltæthed. Man forventer, at fordi gravitationen udøver en kraft, der modvirker udvidelse, vil galakserne have tendens til at bevæge sig fra hinanden langsommere nu, end de gjorde i fortiden. Ændringen i udvidelseshastigheden er derfor relateret til universets tyngdemæssige tiltrækning gennem dets middeltæthed. Hvis tætheden kun udgøres af det synlige materiale i og omkring galakser, ligger universets alder sandsynligvis mellem 12 og 20 milliarder år. (Området tager hensyn til usikkerhed i udvidelseshastigheden).
    Dog tror mange forskere, at tætheden er større end denne minimumværdi. Såkaldt sort stof ville udgøre forskellen. Et argument, der forsvares stærkt, holder på, at universet er lige tæt nok til at udvidelsen i den fjerne fremtid vil sænke hastigheden til næsten nul. Under denne antagelse falder universets alder til området syv til 13 milliarder år.
    For at forbedre disse estimater er mange astronomer involverede i intensiv forskning for at måle både afstandene til galakser og universets tæthed. Estimater af udvidelsestiden giver en vigtig afprøvning af big bang modellen af universet. Hvis teorien er korrekt, burde alt i det synlige univers være yngre end udvidelsestiden beregnet ud fra Hubbles lov.
    Disse to tidsskalaer forekommer at være i det mindste i en grov overensstemmelse. F.eks. er de ældste stjerner i Mælkevejens skive omkring ni milliarder år gamle - et estimat, der er udledt fra hvide dværgstjerners afkølingshastighed. Stjernerne i Mælkevejens halo er noget ældre, omkring 15 milliarder år - en værdi, der er udledt af hastigheden af brændstofforbrug i disse stjerners kerne. Alderen af de ældste kendte kemiske grundstoffer er også omkring 15 milliarder år - et tal, der kommer fra radioaktive dateringsteknikker. Arbejdere i laboratorier har udledt disse aldersestimater fra atom- og kernefysik. Det er bemærkelsesværdigt, at deres resultater tilnærmet stemmer overens med den alder, som astronomer har udledt ved at måle den kosmiske udvidelse. En anden teori, steady state teorien, lykkes også med at redegøre for universets udvidelse og homogenitet. I 1946 foreslog tre fysikere i England - Hoyle, Hermann Bondi og Thomas Gold - sådan en kosmologi. I deres teori udvider universet sig for evigt og stoffet skabes spontant og fylder tomrummene. De foreslog, at når dette materiale samler sig, danner det nye stjerner til erstatning for de gamle. Denne steady state hypotese forudsiger at samlinger af galakser tæt på os statistisk burde ligne dem, der er langt væk. Big bang kosmologien laver en anderledes forudsigelse: hvis alle galakser blev dannet for længe siden burde fjerne galakser se yngre ud end dem tæt på, fordi lyset fra dem kræver længere tid om at nå os. Sådanne galakser burde indeholde flere kortlivede stjerner og mere gas, ud fra hvilken fremtidige generationer af stjerner vil dannes.

Testen er begrebsmæssigt enkel, men det tog astronomerne årtier at udvikle detektorer, der var følsomme nok til at studere fjerne galakser i detaljer. Når astronomerne undersøger nærliggende galakser, som udstråler kraftige radiobølgelængder, ser de ved optiske bølgelængder relativt runde stjernesystemer. På den anden side forekommer fjerne radiogalakser at have aflange og sommetider uregelmæssige strukturer. Desuden tenderer fordelingen af lys i de fjerneste radiogalakser, ulig de nærliggende, at være rettet ind mod radioudsendelsens mønster.
    På samme måde gælder det, at når astronomerne studerer populationen af massive, tætte hobe af galakser, finder de forskelle mellem dem, der er tæt på og dem, der er langt væk. Fjerne hobe indeholder blålige galakser, der viser vidnesbyrd om igangværende stjernedannelse. Lignende hobe, der er tæt på, indeholder rødlige galakser, i hvilke aktiv stjernedannelse ophørte for længe siden. Observationer lavet med Hubble Space Telescope bekræfter, at i det mindste noget af den forøgede stjernedannelse i disse yngre hobe kan være resultatet af kollisioner mellem deres medlemsgalakser, en proces, der er meget sjældnere i den nuværende epoke.
    Så hvis alle galakserne bevæger sig væk fra hinanden og udvikler sig fra tidligere former, forekommer det logisk, at de engang var trængt sammen i et tæt hav af stof og energi. I 1927, før man vidste ret meget om fjerne galakser, foreslog en belgisk kosmolog og præst, Georges Lemaitre, at universets udvidelse kunne spores tilbage til en yderst tæt tilstand, han kaldte det oprindelige "super-atom". Det kunne måske være muligt, tænkte han, at detektere resterende stråling fra uratomet. Men hvordan ville denne strålings signatur se ud?
    Da universet var meget ungt og varmt kunne stråling ikke bevæge sig ret langt uden at blive absorberet og genudstrålet af en partikel. Denne kontinuerlige udveksling af energi opretholdt en tilstand med termisk ligevægt; det var usandsynligt, at ethvert bestemt område var meget varmere eller koldere end middel. Når stof og energi falder til ro i en sådan tilstand, er resultatet et såkaldt termisk spektrum, hvor strålingens intensitet ved hver bølgelængde er en bestemt funktion af temperaturen. Derfor er strålingen, der har sin oprindelse i det varme big bang, genkendelig ved sit spektrum.
    Denne termiske kosmiske baggrundsstråling er faktisk blevet detekteret. Mens han arbejdede på udviklingen af radar i 1940'erne opfandt Robert H. Dicke, som da var på Massachusetts Institute of Technology, mikrobølge radiometeret - et apparat, der kunne detektere lave strålingsniveauer. I 1960'erne brugte Bell Laboratories et radiometer i et teleskop, der ville spore de tidlige kommunikationssatelliter Echo-1 og Telstar. Ingeniøren, der byggede dette instrument, fandt, at det detekterede uventet stråling. Arno A. Penzias og Robert W. Wilson identificerede signalet som den kosmiske baggrundsstråling. Det er interessant, at Penzias og Wilson blev ført til denne ide ved nyheden om, at Dicke havde foreslået, at man burde bruge et radiometer til at lede efter den kosmiske baggrund.
    Astronomer har studeret denne stråling i stor detalje ved brug af Cosmic Background Explorer (COBE) satellitten og et antal ballonbårne og jordbaserede eksperimenter. Den kosmiske baggrundsstråling har to distinkte egenskaber. For det første er den næsten den samme i alle retninger (Som George F. Smoot fra Lawrence Berkeley Laboratory og hans hold opdagede i 1992, er variationen kun en del pr. 100.000.) Tolkningen er, at strålingen fylder rummet ensartet, som forudsagt i big bang kosmologien. For det andet er spektret meget tæt på spektret fra en genstand i termisk ligevægt ved 2,726 kelvin over absolut nul. Det er klart, at den kosmiske baggrundsstråling blev frembragt, da universet var meget varmere end 2,726 grader, men forskerne forudså korrekt, at strålingens tilsyneladende temperatur ville være lav. I 1930'erne viste Richard C. Tolman fra California Institute of Technology, at den kosmiske baggrunds temperatur ville falde på grund af universets udvidelse.
    Den kosmiske baggrundsstråling giver direkte vidnesbyrd om, at universet udvidede sig fra en tæt, varm tilstand, for det er denne tilstand, der er nødvendig for at frembringe strålingen. I det tætte, varme tidlige univers frembragte termonukleare reaktioner grundstoffer, der var tungere end hydrogen, inkluderende deuterium, helium og litium. Det er slående, at den beregnede blanding af de lette grundstoffer stemmer overens med de observerede mængder. Det vil sige, at alle vidnesbyrd tyder på, at de lette grundstoffer blev frembragt i det varme, unge univers, hvorimod de tungere grundstoffer dukkede op senere som produkter af de termonukleare rektioner, der driver stjernerne.
    Teorien om de lette grundstoffers oprindelse dukkede frem fra det udbrud af forskning, der fulgte afslutningen af Anden Verdenskrig. George Gamov og hans studerende Ralph A. Alpher fra George Washington University og Robert Herman fra Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory og andre brugte kernefysik data fra krigens forskning til at forudsige, hvilke former for kerneprocesser der kunne have forekommet i det tidlige univers og hvilke grundstoffer der kunne være frembragt. Alpher og Herman erkendte også, at en rest af den oprindelige udvidelse stadig ville være til at detektere i det eksisterende univers. Til trods for den kendsgerning at betydelige detaljer af dette pionerarbejde var fejlagtige, skabte det en forbindelse mellem kernefysik og kosmologi. Arbejderne demonstrerede, at det tidlige univers kunne betragtes som en slags termonuklear reaktor. Som resultat har fysikken nu præcist beregnet mængderne af lette grundstoffer, der blev produceret i big bang og hvordan disse mængder har ændret sig på grund af efterfølgende begivenheder i det interstellare medium og kerneprocesser i stjerner.
    Vor forståelse af de forhold, der herskede i det tidlige univers, kan ikke overføres til en fuld forståelse af, hvordan galakserne dannedes. Ikke desto mindre har vi en hel del af brikkerne til puslespillet. Gravitationen forårsager væksten af tæthedsfluktuationer i fordelingen af stof, fordi den sænker udvidelsen af tættere områder stærkere og får dem til at vokse sig endnu tættere. Denne proces observeres i væksten af nærliggende galaksehobe og selve galakserne blev sandsynligvis samlet gennem den samme proces på en mindre skala.

    Væksten af struktur i det tidlige univers blev forhindret af strålingstryk, men det ændrede sig, da universet havde udvidet sig til omkring 0,1 procent af dets nuværende størrelse. På det punkt var temperaturen omkring 3.000 kelvin, køligt nok til at tillade ionerne og elektronerne at kombinere og danne neutral hydrogen og helium. Det neutrale stof kunne glide gennem strålingen og danne gasskyer, der kunne kollapse til stjernehobe. Observationer viser, at på det tidspunkt universet var en femtedel af dets nuværende størrelse, havde stoffet samlet sig til gasskyer, der var store nok til at kunne kaldes unge galakser.
    En påtrængende udfordring er nu at forene det tidlige univers' tilsyneladende ensartethed med den klumpede fordeling af galakser i det nuværende univers. Astronomer ved, at det tidlige univers' tæthed ikke varierede ret meget, fordi de kun observerer små uregelmæssigheder i den kosmiske baggrundsstråling. Indtil videre har det været let at udvikle teorier, der er konsistente med de til rådighed værende målinger, men mere kritiske prøver er igang. Især forudsiger forskellige teorier om galaksedannelse temmelig forskellige fluktuationer i den kosmiske baggrundsstråling på vinkelskalaer mindre end omkring en grad. Målinger af så små fluktuationer er endnu ikke udført, men de kunne udføres i den generation af eksperimenter, der nu er igang. Det vil blive spændende at finde ud af om nogen af teorierne om galaksedannelse, man nu overvejer, overlever disse prøver.

Nutidens univers har givet vide muligheder for udviklingen af liv, som vi kender det - der er omkring 100 milliarder milliarder stjerner som solen i den del af universet, vi kan observere. Big bang kosmologien medfører imidlertid, at livet kun er muligt i et begrænset tidsrum: universet var for varmt i den fjerne fortid og det har begrænsede ressourcer i fremtiden. De fleste galakser producerer stadig nye stjerner, men mange andre har allerede udtømt deres forsyning af gas. Tredive milliarder år fra nu vil galakserne være meget mørkere og fyldt med døde eller døende stjerner, så der vil være meget færre planeter, der er i stand til at understøtte liv, som det findes nu.
    Universet kan udvide sig for evigt og så vil alle galakserne og stjernerne med tiden blive mørke og kolde. Alternativet til denne store afkøling er et stort knas. Hvis universets masse er stor nok, vil gravitationen med tiden vende udvidelsen om og alt stof og al energi vil igen blive forenet. Efterhånden som forskerne i det næste årti forbedrer teknikkerne til at måle universets masse, kan vi måske finde ud af om den nuværende udvidelse er på vej mod en stor afkøling eller et stort knas.
    Vi forventer, at nye eksperimenter i den nære fremtid vil give en bedre forståelse af big bang. Når vi forbedrer målingerne af udvidelseshastigheden og stjerners alder, vil vi måske kunne bekræfte, at stjernerne virkelig er yngre end det ekspanderende univers. De større teleskoper, som nyligt er fuldførte eller under konstruktion, kan tillade os at se, hvordan universets masse påvirker rumtidens krumning, som igen påvirker vore observationer af fjerne galakser.
    Vi vil også fortsætte med at studere emner, som big bang kosmologien ikke behandler. Vi ved ikke, hvorfor der var et big bang eller hvad der kan have eksisteret før. Vi ved ikke om vort univers har afkom - andre ekspanderende områder, der er fjernet fra de områder, vi kan observere. Vi forstår ikke, hvorfor naturens fundamentale konstanter har de værdier, de har. Fremskridt i partikelfysik antyder nogle interessante måder, hvorpå disse spørgsmål kunne besvares; udfordringen er at finde eksperimentelle afprøvninger af ideerne.
    Når man følger debatten om sådanne emner i kosmologi, bør man huske, at alle fysiske teorier er tilnærmelser til virkeligheden, der kan fejle, hvis de strækkes for langt. Fysisk videnskab skrider frem ved at indarbejde tidligere teorier, der er eksperimentelt understøttet, til større mere omfattende rammer. Big bang teorien støttes af et væld af vidnesbyrd: den forklarer den kosmiske baggrundsstråling, mængderne af lette grundstoffer og Hubble udvidelsen. Således vil enhver ny kosmologi sikkert inkludere big bang billedet. Ligemeget hvilke udviklinger de kommende årtier vil bringe, har kosmologien bevæget sig fra at være en gren af filosofien til at være en fysisk videnskab, hvor hypoteser møder observationens og eksperimentets afprøvning.

Yderligere Læsning:

Lonely Hearts of the Cosmos: The Scientific Quest for the Secret of the Universe. Dennis Overbye. Harper-Collins, 1991.

The Shadows of Creation: Dark Matter and the Structure of the Universe.. Michael Riordan og David N. Schramm. W.H. Freeman and Company, 1991.

The Light at the Edge of the Universe: Astronomers on the Front Lines of the Cosmological Revolution. Michael D. Lemonick, Villard Books, 1993.

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

* P. James E. Peebles, David N. Schramm, Edwin L. Turner og Richard G. Kron har individuelt vundet top hæder for deres arbejde på universets udvikling. Peebles er professor i fysik på Princeton University, hvor han i 1958 begyndte en strålende karriere i gravitationsfysik. Det meste af hans fritid tilbringes med hans tre børnebørn. Schramm er Louis Block Professor i afdelingen for fysiske videnskaber på University of Chicago. Når han ikke leder Board on Physics and Astronomy i National Research Council, kan man finde ham flyvende sin King Air fra 1967. Turner er associeret formand for astrofysiske videnskaber på Princeton og leder det råd, der overser forskning ved Space Telescope Science Institute i Baltimore. Turner har en personlig, kulturel og religiøs interesse for Japan. Siden 1978 har Kron tjent ved fakultetet på afdelingen for astronomi og astrofysik på Chicago og han er også medlem af den eksperimentelle astrofysik gruppe på Fermi National Accelerator Laboratory. Han holder næsten lige så meget af at observere fjerne galakser som at besøge Lake Geneva i Wisconsin.

Fra Scientific American, ss. 28-33, oktober 1994.

Læserbreve

I "Universets udvikling" skrev forfatterne: "Der er i øjeblikket ingen fundamentale udfordringer til big bang teorien..." Men nogle rapporter udfordrer regelmæssigt teoriens fundamentale grundlag. Det synlige univers' udvidelse er ikke så ensartet: en stor del af det lokale univers rapporteres som helhed at bevæge sig i en anden retning end resten af kosmos. Fordelingen af galakser er ikke nær ved at være homogen på et tredimensionalt kort. Hviler big bang teorien endvidere ikke på ad hoc teorien om "mørkt stof"? Jeg forbliver skeptisk overfor enhver gruppe forskere, som siger, at deres tolkning af kendsgerningerne ikke er udfordret.

Bill Butler

Palm Desert, Calif.

Jeg mødte et problem i "Universets udvikling". Det tager lidt mindre end syv timer for lys fra solen at nå den yderste planet, Pluto. Ifølge Einsteins Specielle Relativitetsteori, rejser intet hurtigere end lysets hastighed. Alligevel erklærer artiklen at "alt det stof, vi kan måle, fyldte et område på størrelse med solsystemet ... Så voksede universet med endnu en faktor på 1.000 ... Alt dette skete indenfor udvidelsens første minut." Hvad skete der, som tillod stof og energi at bevæge sig tusinder af gange hurtigere end lyset?

Jack A. Williamson

Penetanguishene, Ontario

Peebles, Schramm, Turner og Kron svarer:

De nylige rapporter om udfordringer til big bang teorien refererer i virkeligheden til forsøg på at forstå kosmos' historie indenfor denne teoris rammer. Observationer af at galakser danner hobe og bevæger sig sammen på meget store skalaer udgør f.eks. problemer for visse teorier om galaksedannelse, men er gode nyheder for andre. Nogle af disse teorier postulerer eksotisk mørkt stof, men realiteten af sådant stof afprøves i laboratorieeksperimenter. Udvidelsen af rummet hurtigere end lyset i det unge univers overtræder ikke Speciel Relativitet, som kun siger, at information ikke kan transmitteres hurtigere end lys.
    Den nuværende overflod af observationer og eksperimentelle resultater gør denne tid spændende for kosmologien; som i fortiden vil vi uden tvivl være nødt til at forfine eller endda revidere vore teorier efterhånden som data forbedres. Alligevel har det grundlæggende billede af big bang vist sig bemærkelsesværdigt robust, når det konfronteres med nye gåder.

Fra Scientific American, s. 8, marts 1995.

28. oktober, 2005.

Hvordan man får noget fornuftigt ud af moderne kosmologi
Index