En kosmisk gåde

En ny inkarnation af Einsteins kosmologiske konstant kan pege på vejen hinsides almen relativitet

Lawrence M. Krauss & Michael S. Turner*

Indhold:

Indledning
En konstants fødsel
Energien af ingenting
Tilbage med en hævn
Superverdenen
Geometri vs. skæbne

En afvekslende historie
Mere at udforske

Indledning

I 1917 stod Albert Einstein overfor et forvirrende problem, da han prøvede at forene sin nye teori om gravitation, den almene relativitetsteori, med den begrænsede forståelse af universet på den tid. Som de fleste af hans samtidige var Einstein overbevist om, at universet måtte være statisk - hverken ekspanderende eller sammentrækkende - men denne ønskede tilstand stemte ikke overens med hans gravitationsligninger. I desperation tilføjede Einstein et ekstra, ad hoc kosmologisk led til sine ligninger for at udbalancere gravitationen og tillade en statisk løsning.
    Tolv år senere opdagede den amerikanske astronom Edwin Hubble dog, at universet langt fra var statisk. Han fandt, at fjerne galakser hurtigt veg tilbage fra vor egen med en hastighed, der var proportional med deres afstand. Et kosmologisk led behøvedes ikke for at forklare et ekspanderende univers, så Einstein opgav begrebet. Den russisk-amerikanske fysiker George Gamow erklærede i sin selvbiografi at "da jeg diskuterede kosmologiske problemer med Einstein, bemærkede han, at indførelsen af det kosmologiske led var den største bommert han nogensinde lavede i sit liv."
    I de sidste seks år er det kosmologiske led - nu kaldet den kosmologiske konstant - imidlertid dukket op igen for at spille en central rolle i det 21. århundredes fysik. Men motivationen for denne genopstandelse er faktisk meget forskellig fra Einsteins oprindelige tænkning; den nye version af leddet opstår fra nylige observationer af et accelererende univers og, ironisk, fra kvantemekanikkens principper, den gren af fysik som Einstein var berømt for at afsky. Mange fysikere forventer nu, at det kosmologiske led vil give nøglen til, at vi kan bevæge os hinsides Einsteins teori til en dybere forståelse af rum, tid og gravitation og måske til en kvanteteori, der forener gravitationen med de andre fundamentale naturkræfter. Det er for tidligt at sige, hvad den endelige beslutning vil blive, men den vil sandsynligvis ændre vort billede af universet.

En konstants fødsel

Almen relativitet voksede frem af Einsteins årti lange kamp for at følge op på hans væsentlige observation i 1907, at gravitation og accelereret bevægelse er ækvivalente. Som udtrykt i Einsteins velkendte tankeeksperiment er fysikken inde i en elevator, der sidder i hvile i et ensartet gravitationsfelt med styrke g, nøjagtig den samme som fysikken inde i en elevator, der med raketfart skyder gennem det tomme rum med en ensartet acceleration g.
    Einstein blev også stærkt påvirket af den østrigske fysiker Ernst Machs forestillinger; han forkastede ideen om en absolut referenceramme for rumtiden. I newtonsk fysik refererer inerti til en genstands tendens til at bevæge sig med konstant hastighed medmindre den påvirkes af en kraft. Begrebet konstant hastighed kræver en inerti (dvs. ikke accelererende) referenceramme. Men ikke accelererende med hensyn til hvad? Newton postulerede eksistensen af absolut rum, en ubevægelig referenceramme, der definerede alle lokale inerti rammer. Mach, derimod, foreslog, at fordelingen af stof i universet definerede inerti rammer og Einsteins almene relativitetsteori indeholder i stor udstrækning denne ide.
    Einsteins teori var den første forestilling om gravitation, som tilbød et håb om at give et selvkonsistent billede af hele universet. Den tillod ikke kun en beskrivelse af, hvordan genstande bevæger sig gennem rum og tid men af, hvordan rum og tid i sig selv udvikler sig dynamisk. Einstein søgte en løsning, der var endelig, statisk og adlød Machs principper (f.eks., en endelig fordeling af stof, der spredes ind i tomheden, syntes ikke at tilfredsstille Machs forestilling om, at stof var nødvendigt til at definere rum). Disse tre fordomme førte Einstein til at indføre det kosmologiske led for at konstruere en statisk løsning, der var endelig og alligevel ikke havde nogen grænser - hans univers kurvede tilbage på sig selv som overfladen af en ballon. Fysisk ville det kosmologiske led ikke kunne observeres på vort solsystems skala, men det ville frembringe en kosmisk frastødning på større skalaer, der ville modvirke den tyngdemæssige tiltrækning af fjerne genstande.
    Einsteins entusiasme for det kosmologiske led begyndte imidlertid hurtigt at aftage. I 1917 demonstrerede den nederlandske kosmolog Willem de Sitter, at han kunne frembringe en rumtidsløsning med et kosmologisk led, selv i fraværet af stof - et meget ikke-machsk resultat. Denne model blev siden vist at være ikke-statisk. I 1922 konstruerede den russiske fysiker Alexander Friedman modeller af ekspanderende og sammentrækkende universer, der ikke krævede et kosmologisk led. Og i 1930 viste den britiske astrofysiker Arthur Eddington, at Einsteins univers ikke virkeligt var statisk: fordi gravitationen og det kosmologiske led var så usikkert afbalancerede, ville små forstyrrelser føre til løbsk sammentrækning eller ekspansion. I 1931, med universets udvidelse fast etableret af Hubble, opgav Einstein formelt det kosmologiske led som "alligevel teoretisk utilfredsstillende."
    Hubbles opdagelse imødegik behovet for det kosmologiske led til at modvirke gravitationen; i et ekspanderende univers sætter gravitationen ekspansionens hastighed ned. Så blev spørgsmålet, Er gravitationen stærk nok til at stoppe ekspansionen og få universet til at kollapse, eller vil kosmos udvide sig for evigt? I Friedmann modellerne er svaret forbundet med stoffets middeltæthed: et univers med høj tæthed vil kollapse, hvorimod et univers med lav tæthed vil ekspandere for evigt. Skillepunktet er universet med kritisk tæthed, som ekspanderer for evigt men med en hastighed, der hele tiden aftager. Fordi universets middelkrumning i Einsteins teori er bundet til dets middeltæthed, er geometri og skæbne forbundet. Universet med høj tæthed er positivt kurvet som overfladen af en ballon, universet med lav tæthed er negativt kurvet som overfladen af en saddel og universet med kritisk tæthed er rumligt fladt. Således kom kosmologerne til at tro, at bestemmelse af universets geometri ville afsløre dets endelige skæbne.

Energien af ingenting

Det kosmologiske led var bandlyst fra kosmologi i de næste seks årtier (undtaget en kort opdukken som del af stabil-tilstand universet, en teori, der blev fremlagt sidst i 1940'erne men afgjort udelukket i 1960'erne). Men måske er det mest overraskende ved leddet, at selv om Einstein ikke havde indført det i et jag af forvirring efter hans udvikling af almen relativitet, erkender vi nu, at dets tilstedeværelse synes at være uundgåeligt. I sit nuværende skikkelse opstår det kosmologiske led ikke fra relativitet, som styrer naturen på dens største skalaer, men fra kvantemekanik, de mindste skalaers fysik.
    Denne nye forestilling om det kosmologiske led er temmelig forskellig fra den, Einstein indførte. Hans oprindelige feltligning relaterer rummets krumning til fordelingen af stof og energi. Da Einstein tilførte det kosmologiske led, anbragte han det på venstre side af ligningen og foreslog, at det var en egenskab ved selve rummet. Men hvis man flytter det kosmologiske led til højre side, indtager det en helt ny betydning, den, det har i dag. Nu repræsenterer det en bizar ny form for energitæthed, der forbliver konstant selv efterhånden som universet udvider sig og hvis gravitation er frastødende i stedet for tiltrækkende.
    Lorentz uforanderlighed, den fundamentale symmetri forbundet med både speciel og almen relativitetsteori, indebærer, at kun det tomme rum kan have denne form for energitæthed. Sat i dette perspektiv synes det kosmologiske led endnu mere bizart. Hvis spurgt hvad energien af det tomme rum er, ville de fleste folk sige "ingenting." Det er, trods alt, den eneste intuitivt fornuftige værdi.
    Desværre er kvantemekanik alt andet end intuitiv. På de meget små skalaer, hvor kvantevirkninger bliver vigtige, er selv det tomme rum ikke virkelig tomt. I stedet knalder virtuelle partikel-antipartikel par ud af det tomme rum, bevæger sig korte afstande og forsvinder så igen i tidsrum så flygtige, at man ikke kan observere dem direkte. Alligevel er deres indirekte virkninger meget vigtige og de kan måles. F.eks. påvirker de virtuelle partikler brints spektrum på en måde, der kan beregnes og som er blevet bekræftet af målinger.

Når vi en gang accepterer denne forudsætning, burde vi være forberedt på at overveje muligheden af, at disse virtuelle partikler kunne udstyre det tomme rum med en eller anden energi, som ikke er nul. Kvantemekanik gør således overvejelsen af Einsteins kosmologiske led obligatorisk i stedet for frivillig. Det kan ikke forkastes som "teoretisk utilfredsstillende." Problemet er imidlertid, at alle beregninger og vurderinger af størrelsen af det tomme rums energi fører til absurd store værdier - som strækker sig fra 55 til 120 størrelsesordner større end energien af alt stof og stråling i det observerbare univers. Hvis vacuum energitætheden virkelig var så stor, ville alt stof i universet øjeblikkeligt flyve fra hinanden.
    Dette problem har været en torn i siden på teoretikere i mindst 30 år. I princippet burde det være opdaget så tidligt som i 1930'erne, da beregninger af virkningerne af virtuelle partikler først blev udført. Men på alle områder af fysik, bortset fra dem der er relateret til gravitation, er et systems absolutte energi irrelevant; det, der gælder, er energiforskellene mellem tilstande (for eksempel, energiforskellene mellem et atoms grundtilstand og dets exciterede tilstande). Hvis en konstant lægges til alle energiværdierne, falder den ud af sådanne beregninger, hvilket gør det nemt at ignorere den. Desuden var der på den tid få fysikere, der tog kosmologi alvorligt nok til at bekymre sig om at anvende kvanteteori på den.
    Men almen relativitet betyder, at alle former for energi, selv ingentings energi, virker som en kilde til gravitation. Den russiske fysiker Yakov Borisovich Zel'dovich erkendte betydningen af dette problem sidst i 1960'erne, da han udførte de første vurderinger af vacuets energitæthed. Siden den tid har teoretikere prøvet at regne ud, hvorfor deres beregninger giver så absurd høje værdier. En eller anden uopdaget mekanisme, sluttede de, må udligne størstedelen af vacuum energien, hvis ikke det hele. Faktisk antog de, at den mest plausible værdi for energitætheden er nul - selv kvanteintethed burde veje ingenting.
    Så længe teoretikerne i baghovedet troede, at en sådan udligningsmekanisme kunne findes, kunne de anbringe problemet med det kosmologiske led i hvileposition. Skønt det var fascinerende, kunne det ignoreres. Imidlertid har naturen blandet sig.

Tilbage med en hævn

Det første afgørende vidnesbyrd om at noget var galt, kom fra målinger af nedsættelsen af hastigheden af universets udvidelse. Husk at Hubble fandt, at fjerne galaksers relative hastighed var proportional med deres afstand fra vor egen galakse. Ud fra den almene relativitets synspunkt opstår dette forhold fra selve rummets udvidelse, som burde gå langsommere med tiden på grund af tyngdemæssig tiltrækning. Og fordi meget fjerne galakser ses, som de var for milliarder af år siden, burde nedsættelsen af udvidelsens hastighed føre til en krumning af det ellers lineære Hubble forhold - de fjerneste galakser burde vige hurtigere end Hubbles lov ville forudsige. Dog er tricket at bestemme afstandene og hastighederne af meget fjerne galakser nøjagtigt.
    Sådanne målinger hviler på at finde standard lys - objekter med kendt væsentlig lysstyrke, der er lyse nok til at blive set tværs gennem universet. Et gennembrud kom i 1990'erne med kalibreringen af type Ia supernovaer, som man mener er termonukleare eksplosioner af hvide dværgstjerner med omkring 1,4 gange solens masse. To hold - Supernova Cosmology Project, ledet af Saul Perlmutter fra Lawrence Berkeley National Laboratory, og High-z Supernova Search Team, ledet af Brian Schmidt fra Mount Stromlo and Siding Spring Observatories - gik i gang med at måle nedsættelsen af universets udvidelseshastighed ved brug af denne type supernova. I begyndelsen af 1998 gjorde begge grupper den samme overraskende opdagelse: i løbet af de sidste fem milliarder år har udvidelsen sat hastigheden op, ikke ned [se "Cosmological Antigravity," af Lawrence M. Krauss; Scientific American, januar 1999], [Kosmologisk antigravitation]. Siden da er vidnesbyrdene for en kosmisk hastighedsforøgelse blevet meget stærkere og har afsløret ikke blot en nuværende accelerationsfase men en tidligere epoke med deceleration [se "From Slowdown to Speedup," af Adam G. Riess og Michael S. Turner; Scientific American, februar 2004].
    Supernova data er imidlertid ikke de eneste vidnesbyrd, der peger på eksistensen af en eller anden ny form for energi, der driver den kosmiske udvidelse. Vort bedste billede af det tidlige univers kommer fra observationer af den kosmiske mikrobølgebaggrund (CMB), resterende stråling fra big bang, der afslører egenskaber ved universet ved en alder på omkring 400.000 år. I 2000 var målinger af vinkelstørrelsen af variationer i CMB hen over himlen gode nok for forskerne til at bestemme, at universets geometri er flad. Denne kendelse blev bekræftet af et CMB-observerende rumfartøj kaldet Wilkinson Microwave Anisotropy Probe og andre eksperimenter.

En rumlig flad geometri kræver, at universets middeltæthed skal være lig med den kritiske tæthed. Men mange forskellige målinger af alle former for stof - inkluderende koldt mørkt stof, et formodet hav af partikler der bevæger sig langsomt, som ikke udsender lys, men som udøver tiltrækkende gravitation - viste, at stof kun bidrager med omkring 30 procent af den kritiske tæthed. Et fladt univers kræver derfor en eller anden form for jævnt fordelt energi, der ikke ville have nogen observerbar indflydelse på lokal hobdannelse og alligevel kunne redegøre for 70 procent af den kritiske tæthed. Vacuum energi, eller noget der ligner den meget, ville frembringe præcis den ønskede virkning.
    Desuden antydede en tredje række fornuftslutninger, at kosmisk acceleration var det manglende stykke i det kosmologiske puslespil. I to årtier har paradigmet om inflation plus koldt mørkt stof været den førende forklaring på universets struktur. Inflationsteorien hævder, at universet i sine allerførste øjeblikke gennemgik et enormt udbrud af udvidelse, som udjævnede og fladgjorde dets geometri og blæste kvantefluktuationer i energitæthed op fra subatomar til kosmisk størrelse. Denne begivenhed frembragte den let ujævne fordeling af stof, som førte til de variationer, der ses i CMB og til de observerede strukturer i universet i dag. Gravitationen af det kolde mørke stof, som vejer langt mere end almindeligt stof, styrede dannelsen af disse strukturer.
    I midten af 1990'erne blev dette paradigme imidlertid alvorligt udfordret af observationsdata. Det forudsagte niveau for stof-hobdannelse var forskelligt fra det, der blev målt. Endnu værre var det, at universets forudsagte alder syntes at være yngre end alderen på de ældste stjerner. I 1995 pegede vi to på, at disse modsætninger ville forsvinde, hvis vacuum energien redegjorde for omkring to tredjedele af den kritiske tæthed. (Denne model var meget forskellig fra Einsteins lukkede univers, i hvilket det kosmologiske leds tæthed var halvdelen af stoffets.) Givet vacuum energiens brogede historie var vort forslag i det mindste provokerende.
    Et årti senere passer alt dog sammen. Foruden at forklare den nuværende kosmiske acceleration og den tidligere periode med deceleration skubber et genopstået kosmisk led universets alder til næsten 14 milliarder år (komfortabelt over de ældste stjerners alder) og adderer præcis nok energi til at bringe universet til den kritiske tæthed. Men fysikerne ved stadig ikke om denne energi i virkeligheden kommer fra kvantevacuet. Vigtigheden af at opdage årsagen til kosmisk acceleration har bragt en helt ny påtrængende nødvendighed til anstrengelserne med at kvantificere vacuum energi. Opgaven, at bestemme vægten af ingenting, kan ikke længere udskydes til kommende generationer. Og mysteriet synes nu endnu mere forbistret end det gjorde, da fysikere prøvede at anvise en teori, der ville aflyse vacuum energi. Nu skal teoretikerne forklare, hvorfor vacuum energien ikke er nul men så lille, at dens virkninger på kosmos først blev relevant for få milliarder år siden.
    Selvfølgelig kunne intet være mere spændende for forskerne end et mysterium af denne størrelse, rigdom og vigtighed. Ligesom Einstein blev ført til almen relativitet ved at overveje uforeneligheden af speciel relativitet og Newtons teori om gravitation, tror fysikere i dag, at Einsteins teori er ufuldstændig, fordi den ikke konsistent kan indlemme kvantemekanikkens love. Men kosmologiske observationer kan måske belyse forholdet mellem gravitation og kvantemekanik på et fundamentalt niveau. Det var ækvivalensen mellem accelererede rammer og gravitation, der ledte vejen for Einstein; måske vil en anden form for acceleration, den kosmiske hastighedsforøgelse, lede vejen i dag. Og teoretikere har allerede opridset nogle ideer om, hvordan man skal gå videre.

Superverdenen

Strengteori, som nu ofte kaldes M-teori, ses af mange fysikere som en lovende indfaldsvinkel til at gifte kvantemekanik med gravitation. En af de grundlæggende ideer, der ligger under denne teori, kaldes supersymmetri, eller SUSY. SUSY er en symmetri mellem partikler med halv-heltal spin (fermioner som kvarker og leptoner) og dem med hel-heltal spin (bosoner som fotoner, gluoner og andre kraftbærere). I en verden i hvilken SUSY er fuldt tydelig, ville en partikel og dens superpartner have samme masse; f.eks., den supersymmetriske elektron (kaldet selektronen) ville være så let som elektronen, og så videre. I denne superverden kan det endvidere bevises, at kvante intetheden ville veje ingenting og at vacuet ville have nul energi.
    I den virkelige verden ved vi imidlertid, at ingen selectron så let som elektronen kan eksistere, fordi fysikere allerede ville have detekteret den i partikelacceleratorer. (Teoretikere spekulerer på, at superpartner partikler er millioner af gange tungere end elektroner og således ikke kan findes uden hjælp af kraftigere acceleratorer.) SUSY må derfor være en brudt symmetri, hvilket antyder, at kvante intetheden kunne veje noget.
    Fysikere har frembragt modeller af brudt supersymmetri, som giver en vacuum energitæthed, der er mange størrelsesordener mindre end de absurd høje vurderinger, der blev lavet tidligere. Men selv denne teoretiske tæthed er langt større end den, der vises af kosmologiske observationer. Fornylig har forskere imidlertid erkendt, at M-teori synes at tillade et næsten uendeligt antal forskellige løsninger. Skønt næsten alle disse mulige løsninger virkelig ville resultere i en vacuum energi, der er alt for høj, kunne nogle producere en vacuum energi så lav som den værdi, kosmologer har observeret [se "The String Theory Landscape," af Raphael Bousso og Joseph Polchinski, på side 60].
    Et andet kendetegn ved strengteori er påstanden om yderligere dimensioner. Nuværende teori adderer seks eller syv rumlige dimensioner, alle skjulte, til de sædvanlige tre. Denne konstruktion tilbyder en anden indfaldsvinkel til at forklare kosmisk acceleration. Georgi Dvali fra New York University og hans samarbejdspartnere har foreslået, at virkningen af ekstra dimensioner kan vise sig som et yderligere led i Einsteins feltligning, der fører til en accelereret udvidelse af universet [se "Out of the Darkness," af Georgi Dvali; Scientific American, februar 2004]. Denne indfaldsvinkel går imod langvarige forventninger: i årtier havde man antaget, at stedet at kigge efter forskelle mellem almen relativitet og dens efterfølger-teori ville være på korte afstande, ikke kosmiske. Dvalis plan går imod denne visdom - hvis han har ret, vil den første bebuder af en ny kosmisk forståelse være på de største afstande, ikke de mindste.
    Det er muligt, at forklaringen på kosmisk acceleration ikke vil have noget at gøre med at løse mysteriet om, hvorfor det kosmologiske led er så lille eller hvordan Einsteins teori kan udvides til at inkludere kvantemekanik. Almen relativitet stiller som betingelse, at en genstands gravitation er proportional med dens energitæthed plus tre gange dens interne tryk. Enhver energiform med et stort negativt tryk - der trækker indad som en gummiflade i stedet for at skubbe udad som en gasbold - vil derfor have frastødende gravitation. Så kosmisk acceleration kan helt enkelt have afsløret eksistensen af en usædvanlig energiform, kaldet mørk energi, som ikke forudsiges af hverken kvantemekanik eller strengteori.

Geometri vs. skæbne

Under alle omstændigheder har opdagelsen af kosmisk acceleration for evigt ændret vor tænkning om fremtiden. Skæbnen er ikke længere bundet til geometri. Når vi en gang tillader eksistensen af vakuum energi eller noget lignende, er alting muligt. Et fladt univers, domineret af positiv vacuum energi, vil udvide sig for evigt med stadig stigende hastighed, hvorimod et, der er domineret af negativ vacuum energi, vil kollapse. Og hvis den mørke energi slet ikke er vacuum energi, så er dens fremtidige betydning for kosmisk udvidelse usikker. Det er muligt at, ulig en kosmologisk konstant, tætheden af mørk energi kan stige eller falde med tiden. Hvis tætheden stiger, vil den kosmiske acceleration stige og flå galakser, solsystemer, planeter og atomer fra hinanden i den rækkefølge efter et endeligt tidsrum. Men hvis tætheden falder, kunne accelerationen stoppe. Og hvis tætheden bliver negativ, kunne universet kollapse. Vi to har demonstreret, at uden at kende den detaljerede oprindelse til den energi, der i øjeblikket driver udvidelsen, kan intet sæt observationer fastslå universets endelige skæbne.
    Til at løse dette mysterium kan vi have behov for en fundamental teori, der tillader os at forudsige og kategorisere den tyngdemæssige betydning af hvert enkelt muligt bidrag til det tomme rums energi. Med andre ord vil intethedens fysik bestemme vort univers' skæbne! At finde løsningen kan kræve nye målinger af den kosmiske udvidelse og af de strukturer der dannes inde i den for at give retningslinier til teoretikerne. Heldigvis planlægges der mange eksperimenter, inkluderende et rumteleskop der er dedikeret til at observere fjerne supernovaer og nye teleskoper på jorden og i rummet til at undersøge mørk energi gennem dens virkning på udviklingen af strukturer på stor skala.
    Vor viden om den fysiske verden udvikler sig sædvanligvis i en atmosfære af kreativ forvirring. Det ukendtes tåge førte Einstein til at overveje et kosmologisk led som en desperat løsning på at konstruere et statisk, mach'sk univers. I dag driver vor forvirring om kosmisk acceleration fysikere til at udforske enhver mulig udvej til at forstå naturen af den energi, der driver hastighedsforøgelsen. Den gode nyhed er, at skønt mange veje kan føre til blinde slutninger, kan løsningen af dette dybe og forvirrende mysterium med tiden hjælpe os til at forene gravitation med de andre kræfter i naturen, hvilket var Einsteins dristigste håb.

En afvekslende historie:

Siden Einstein undfangede det kosmologiske led for næsten 90 år siden, er det blevet forkastet, omformet og er genopstået. Her er nogle højdepunkter.

Mere at udforske

Subtle is the Lord: The Science and Life of Albert Einstein. Abraham Pais. Oxford University Press, 1982.

The Cosmological Constant Problem. Steven Weinberg in Reveiews of Modern Physics, Vol. 61, No. 1, siderne 1-23; 1989.

The Observational Case for a Low Density Universe with a Non-Zero Cosmological Constant. J.P. Ostriker og P.J. Steinhardt i Nature, Vol. 377, siderne 600-602; 19. oktober, 1995.

The Cosmological Constant is Back. Lawrence M. Krauss og Michael S. Turner i General Relativity and Gravitation, Vol. 27, No. 11, side 1135; 1995.

Geometry and Destiny. Lawrence M. Krauss og Michael S. Turner i General Relativity and Gravitation, Vol. 31, No. 10, siderne 1453-1459; oktober 1999.

* Lawrence M. Krauss og Michaels S. Turner var blandt de første kosmologer til at argumentere for, at universet domineres af et kosmologisk led, der er radikalt forskelligt fra det, der blev introduceret og så forkastet af Einstein. Deres forudsigelse i 1995 af kosmisk acceleration blev bekræftet af astronomiske observationer tre år senere. Som leder af fysikafdelingen på Case Western Reserve University har Krauss også skrevet syv populære bøger, inkluderende The Physics of Star Trek og Hiding in the Mirror: The Mysterious Allure of Extra Dimensions. Turner, som er Rauner Distinguished Service Professor på University of Chicago, tjener nu som assisterende direktør for matematiske og fysiske videnskaber ved National Science Foundation.

Oversat fra A Cosmic Conundrum, Scientific American, september, 2004, ss.52-59.

29. maj, 2006.

Indhold
Index