En
kosmisk gåde
En ny inkarnation af Einsteins kosmologiske konstant kan pege på vejen hinsides almen relativitet
Lawrence
|
|
Ensomt univers
|
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.
|
|
|
|
FEB. 1917: Einstein indfører det kosmologiske led for at modvirke
gravitationen, hvilket tillader ham at bygge en teoretisk model af et
statisk, endeligt univers.
|
MARTS 1917: Den hollandske kosmolog Willem de Sitter frembringer en alternativ
model med et kosmologisk led. Det vises senere, at denne model har
accelererende ekspansion.
|
1922: Den russiske fysiker Alexander Friedmann konstruerer modeller af
ekspanderende og sammentrækkende universer uden et kosmologisk led.
|
|
|
|
|
1929: Den amerikanske astronom Edwin Hubble opdager, at universet
ekspanderer. To år senere opgiver Einstein det kosmologiske led og
kalder det ”alligevel teoretisk utilfredsstillende.”
|
1967: Den russiske fysiker Yakov Borisovich Zel’dovich vurderer
kvantevakuets energitæthed og finder, at det ville udgøre et
enormt kosmologisk led.
|
1998: To hold supernovajægere anført af Saul Perlmutter (venstre) og Brian Schmidt (højre) rapporterer, at den
kosmiske ekspansion accelererer. Et omformet kosmologisk led ville frembringe
denne virkning. Siden 1998 er vidnesbyrdene for kosmisk acceleration blevet
styrket.
|
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.