Kosmiske
strenge
Hvorfor er stjerner og galakser klumpet sammen i
stedet for at være spredt jævnt ud i rummet. Hvad drev dem
sammen? Tynde strenge af energi skabt under universets fødsel kan have
frembragt tiltrækningen.
af Alexander Vilenkin*
Indledning
Brudt symmetri
Linier og sløjfer
Bølger dannes
Konisk rum
Et delt lys
Kosmiske superledere
Tråde af vidnesbyrd?
Universet er temmelig klumpet: stjerner samler sig til galakser og
derefter danner galakser hobe. Universet bliver mere klumpet med tiden,
når galaksehobenes tyngde tiltrækker andre galakser fra
naboområder. Moderne teorier om galaksedannelse antager, at universet
var meget mere ensartet i fortiden, end det er i dag og at alle galakser og
hobe er vokset frem af små ujævnheder i en ellers ensartet
fordeling af stof. Disse teoriers betydning er blevet studeret i detaljer,
men der er stadig et spørgsmål, som overskygger de andre: Hvad
var ujævnhederne i begyndelsen og hvor kom de fra?
Ind træder de kosmiske strenge, eksotiske,
usynlige entiteter frembragt af partikelfysikkens teorier. Strenge og
tråde, der er tilbage fra det nyfødte univers' klæde. De
er utrolig tætte og fyldt med en utrolig energi; de bevæger sig
med næsten lysets hastighed og afbøjer det omliggende rum.
Strengene, som blev skabt i sekundet efter Big Bang og som findes i
sammenfiltrede uendelige vidder i rummet, giver anledning til sløjfer,
som snor sig voldsomt og gradvist afgiver energi gennem svingningerne.
Ingen ved med sikkerhed om de kosmiske strenge
findes. Hvis de gør, så tror mange fysikere, at de kan
gøre rede for den klumpede fordeling af stof i universet. Især
kunne massive strengsløjfer frembringe den tyngdetiltrækning,
som er nødvendig ved dannelsen af galakser og hobe af galakser. Men
sådanne sløjfer har også korte levetider; selv om de
engang gennemtrængte universet, vil de fleste være forsvundet nu.
Mindre massive strenge kunne stadig eksistere, men de
er vanskelige at detektere. Astronomer kunne måske alligevel, gennem en
entusiastisk indsats med stadig mere følsomt udstyr, i løbet af
nogle få år være i stand til at afvise eller bekræfte
eksistensen af kosmiske strenge. Deres søgen er fuld af
spænding, fordi opdagelsen af en streng ville åbne vinduer til
stoffets grundlæggende natur såvel som universets fødsel.
For at forstå hvordan, må ideen om kosmiske strenge betragtes
indefor rammerne af både partikelfysik og kosmologi.
Det er nu temmelig godt fastslået, at universet begyndte for omkring
15 milliarder år siden i en stor eksplosion, kendt som Big Bang.
Universet udvider sig stadig på grund af kraften i den eksplosion;
fjerne galakser bevæger sig væk fra Jorden med meget høje
hastigheder. Ved at kombinere astronomiske observationer med
partikelfysikkens verificerede love, kan fysikere spore universets historie
tilbage til den brøkdel af et sekund, der fulgte efter Big Bang. I
disse øjeblikke var der ingen stjerner eller atomer; universet var kun
en hed, tæt ildkugle af elementarpartikler som elektroner og fotoner.
Underliggende partiklerne og bestemmende for deres
vekselvirkninger er vacuet. For en fysiker betyder et vacuum langtfra
"ingenting", men er i stedet en tilstand med minimal energi, som er
opnået ved fraværet af alle partikler. Forholdet mellem elementarpartikler
og vacuet ligner forholdet mellem lydbølger og det materiale de
udbreder sig i: bølgetyperne og udbredelseshastigheden er forskellige
i forskellige materialer. Fordi vacuets egenskaber ikke altid har været
de samme, har elementarpartiklernes egenskaber og vekselvirkninger også
ændret sig.
Det tidlige vacuum havde en utrolig høj energi
såvel som en høj grad af symmetri; det vil sige, at der ingen
forskel var på de fundamentale partiklers vekselvirkninger.
Elektromagnetiske, svage og stærke kernekræfter manifesteredes
som dele af en enkelt forenet kraft. I vore dage er vacuumenergien nul og de
elementære kræfter er distinkte både i styrke og i
karakter; der er lidt tilbage af den oprindelige enhed. Hvordan blev den
tidlige symmetri brudt?
Medens universet udvidede sig og afkøledes
efter Big Bang gennemgik vacuet en hurtig rækkefølge af
ændringer kaldet faseovergange. De mest velkendte faseovergange er dem
vand gennemgår, når det afkøles fra damp til væske
og endelig til is. Faseovergange kan også beskrives i form af
symmetribrud: de reducerer ofte symmetriske tilstande til asymmetriske
tilstande. En krystal, for eksempel, er mindre symmetrisk end en væske:
en væske "ser ens ud" i alle retninger, hvorimod forskellige
retninger i krystalgitteret ikke alle er ens.
Ingen ved nøjagtigt, hvor mange faseovergange
der fandt sted i det unge vacuum, men de fandt sikkert alle sted inden for
det første sekund efter Big Bang. På samme måde som
faseovergange i mere velkendte materialer, kan kosmologiske faseovergange
give anledning til defekter. Inde i defekterne er symmetrien ikke brudt og
det tidligere, mere symmetriske vacuum er fanget. Forskellige slags defekter
forudsiges af de forskellige partikelteorier. Nogle teorier forudsiger, at
defekterne vil tage form af overflader; andre forudsiger linier eller
punkter. Disse typer af defekter kaldes henholdsvis domænevægge,
strenge og monopoler.
Derfor er kosmiske strenge kun en af tre mulige slags fejl i vacuets
kontinuitet. Hvorfor har de skilt sig ud i teorier om galaksedannelse?
Ironisk nok er en grund, at de er de mindst påfaldende af defekterne.
Højenergi vacuet, som er fanget inde i defekterne, er, gennem
Einsteins masse-energi relation, ekstremt massive. Som konsekvens heraf kan
defekterne have en udtalt indvirkning på universets udvikling. En
enkelt domænevæg, som strakte sig tværs over det
nuværende univers, ville have meget mere masse end alt stoffet i
universet tilsammen; den ville få galakserne til at klumpe sig mere
sammen, end de faktisk gør. På den anden side siger de teorier,
der forudsiger monopoler, at selv om en enkelt monopol kunne undgå
detektion, ville de findes i meget stort antal. Hvis monopoler fandtes, ville
universet sværme med dem; de ville være vanskelige at ignorere.
Alligevel er hverken domænevægge eller monopoler blevet
observeret.
Der er heller aldrig nogen, der har set en kosmisk
streng, men fysikerne forventer ikke at kosmiske strenge er så
tydelige. Pionerarbejde på kosmiske strenge blev udført for 11
år siden af T.W.B. Kibble fra Imperial College of Science and
Technology i London. Kibble studerede, hvordan strenge kunne dannes i det
tidlige univers og i et dokument fra 1976 diskuterede han nogle sider af
deres udvikling. Ideen om strenge fik imidlertid ikke megen opmærksomhed
før fire eller fem år senere, da Yakov B. Zel'dovich fra
Institute of Physical Problems i Moskva og jeg uafhængigt af hinanden
indså, at strenge måske kunne forklare
"sammenklumpningen" af stof i universet. Vore ideer inspirerede en
lille gruppe forskere til at undersøge strengteorierne i detaljer.
Strengenes fysiske egenskaber viste sig at være
fascinerende og enestående. Kosmisk strengteori udviklede hurtigt en
tiltrækning på fysikere, der var bekendt med den
tiltrækning strengene selv siges at udøve på stjerner og
galakser. Sidste år dalede en lavine af dokumenter om kosmiske strenge
ned over den tekniske litteratur og alligevel er der ikke fundet nogen
direkte eksperimentelle vidnesbyrd om deres eksistens. Selv i fraværet
af empiriske data er det lykkedes fysikerne at sammensætte en
imponerende profil af strengens egenskaber. Nogle egenskaber afhænger
af hvilken partikelteori, der er brugt til udledningen, hvorimod andre er
fælles for alle teorier.
Kosmiske strenge er tynde rør af symmetrisk,
højenergi vacuum. De har ingen ender, enten danner de lukkede
sløjfer eller strækker sig i det uendelige. En strengs fysiske
karakter bestemmes af energien af det vacuum, der er fanget inde i den. De
strenge, der har det mest symmetriske vacuum, hvori stærke, svage og
elektromagnetiske kræfter er forenede, er de tyndeste og mest massive.
De er også de mest påfaldende strenge og af den største
kosmologiske interesse, fordi de kunne være ansvarlige for dannelsen af
galakser.
Sådanne strenge har en tykkelse i størrelsesordenen
10-30 centimeter og en forbavsende stor masse: ca. 3 centimeter
streng ville veje 10 millioner milliarder tons! Spændingen i disse
strenge lever op til deres masse. Spændingen får lukkede
sløjfer af strengen til at oscillere voldsomt med hastigheder, der
nærmer sig lysets. For eksempel ville en sløjfe, der var et
lysår lang gennemføre en svingning på lidt over et
år. (Et lysår, en længdeenhed, er den afstand lyset
bevæger sig på et år: omkring ni billioner kilometer).
Strengene, der dannes under en faseovergang, væver et sammenfiltret
netværk, som gennemtrænger hele universet. Udviklingen af dette
kosmiske net er rig på fysiske processer. Skønt nettet
gennemsnitligt er ensartet, er dets individuelle strenge temmelig
ujævne og sammenfoldede. Medens de snor sig på grund af
spændingen, krydser kurvede strenge ofte sig selv og hinanden; de
går i stykker, hvor de skærer hinanden og kobler sig sammen igen
i andre konfigurationer. En lukket sløjfe, for eksempel, deler sig i
to, når den snor sig om sig selv. Lange spiralformede strenge krydser
sig selv mange gange og lukkede sløjfer barberes af ved
skæringspunkterne.
Det varer længere tid at lave store
sløjfer end at lave små, fordi en streng skal folde tilbage
på sig selv for at kaste en sløjfe og den skal folde sig
længere til en stor sløjfe. Størrelsen af den
sløjfe, der kan frigøres på et givet tidspunkt,
begrænses af tiden der er gået siden Big Bang. Især gælder
det, at givet at strengene bevæger sig med cirka lysets hastighed, kan
løkken ikke være større end den afstand, som lyset har
bevæget sig siden universets fødsel; den kaldes
horisontlængden. Derfor er mindre sløjfer af kosmisk streng
karakteristisk for et yngre univers, hvorimod de sløjfer, der skabes i
dag, er meget større.
Dette betyder ikke, at det nuværende net af
kosmiske strenge ser meget anderledes ud end det der først blev
etableret. Faktisk inkluderer strengenes udvikling en interessant egenskab,
som kaldes selv-lighed (self-similarity), som bevarer netværkets
statistiske konstans i tiden. Hvis streng netværket blev fotograferet
på to forskellige tidspunkter, ville den største forskel
på de to billeder være det overordnede størrelsesforhold,
som fastlægges af horisontlængden. Hvis man forstørrede
det første fotografi med forholdet mellem de to horisontlængder,
ville det give et billede, som lignede det andet meget.
Netværket producerer hele tiden store
mængder lukkede sløjfer; hvis de fik lov til at akkumulere,
ville universet blive oversvømmet af dem. Hvad sker der så med
løkkerne? Teoretisk analyse viser, at mens løkkerne oscillerer,
frembringer de rytmiske impulser af gravitationsenergi, som udbreder sig med
lysets hastighed. Disse impulser kaldes gravitationsbølger og de tapper
energi fra en sløjfe, indtil den skrumper ind og med tiden forsvinder.
En typisk strengs levetid er, uafhængigt af dens størrelse,
omkring 10.000 svingninger. Fordi en enkelt svingnings periode er
større for større sløjfer, lever de længere end de
mindre. På samme måde varer sløjfer af lettere lavenergi
streng længere end de tunge, energifyldte sløjfer, som fejede
det rå stof sammen til galakser og hobe.
Den mindste sløjfe af tung streng, som kunne
overleve til nutiden, har en diameter på omkring en million lysår
og er væsentlig større end nogen kendt galakse. I kontrast
hertil havde de sløjfer, der såede galakserne, en
størrelse, der anslås til omkring 100 lysår; selv om de
henfaldt, da universet kun var en million år gammelt, levede disse
sløjfer længe nok til at trække det omgivende stof sammen
i klumper, som senere ville blive til galakser. Større sløjfer
tiltrækker både stof og de mindre sløjfer med deres
tilhørende stof og samlede derved galakserne i hobe. Dette scenario er
kernen i strengteorien om galaksedannelse. Modellen hviler på den
lokaliserede tyngdemæssige tiltrækning, som udøves af
hurtigt oscillerende og yderst massive, lukkede sløjfer af kosmisk
streng.
Udviklingen af scenarioet med kosmiske strenge er først fornylig
begyndt for alvor. Tidligt i 1985 skabte Andreas Albrecht og Neil Turok fra
Fermi National Accelerator Laboratory et computer program til at simulere
kosmiske strenges udvikling. Senere på året brugte Turok
simulationen til at beregne antallet og fordelingen af de galaksehobe, der
forudsiges af strengteorien. Hans resultater stemmer med det, der faktisk
observeres: hobe er ikke placeret tilfældigt på himlen, men har i
stedet selv en tendens til at befinde sig i hobe. Denne sammenklumpning
beskrives matematisk af en korrelationsfunktion. Der er en slående
lighed mellem de korrelationsfunktioner, der udledes af astronomiske
observationer og dem der udledes fra Turoks computersimulationer.
Til trods for sin begyndende succes er strengteorien
langt fra en fuldstændig tilfredsstillende forklaring på
galaksedannelse. Nylige observationer af fordelingen af galakser i stor skala
afslørede tråd- og fladelignende mønstre såvel som
enorme tomrum, der næsten ingen galakser indeholdt. Kosmologerne
prøver nu at finde ud af, om strengmodellen kan redegøre for
disse egenskaber. Selv hvis den kan, vil fysikerne aldrig virkelig tro
på kosmiske strenge før deres eksistens bekræftes af
direkte observation.
Af de tunge, yderst symmetriske strenge skulle den,
der er tættest på Jorden være omkring 300 millioner
lysår væk. Lettere strenge kunne være tættere
på, men deres tilstedeværelse er sandsynligvis endnu mindre
iøjnefaldende. Hvordan kan nogen håbe på at detektere
disse flygtige objekter på så enorme afstande? Heldigvis
gør strengenes bizarre tyngdemæssige egenskaber detektion mulig.
For at illustrere hvordan, må jeg først beskrive de
tyngdemæssige egenskaber ved en idealiseret, stationær streng,
som ligger i en lige linie i rummet.
Ifølge Einsteins almene relativitetsteori er
gravitation synonym med rummets krumning og tiden; i min diskussion af
kosmiske strenge behøver jeg kun overveje rummets krumning. Strenge
forvrænger rummet på en meget speciel måde. I euklidisk
geometri er forholdet mellem en cirkels omkreds og dens diameter lig med
tallet pi (3.14159). For en cirkel tegnet omkring en kosmisk streng er dette
forhold en lille smule mindre (forskellen dukker først op i den fjerde
decimal). Rummet omkring en streng er af konisk natur. For at visualisere det
kan man forestille sig, at man klipper en lille kile ud af det euklidiske
rum, spidsen skal være ved strengen; så limer man de blotlagte
kanter sammen, ikke ved at strække rummet, men ved at bøje det.
Resultatet er, at alle planer vinkelret på strengen bliver til kegler.
Vinklen for den kile, der således er fjernet,
kaldes deficitvinklen og i strenge svarer den til nogle få buesekunder.
Alle genstande, der passerer forbi strengen - fotoner, atomer, stjerner - vil
blive afbøjet fra deres oprindelige bevægelsesretning med en
vinkel svarende til deficitvinklen. To genstande, der bevæger sig ad
symmetriske, parallelle baner på modsatte sider af strengen, vil
kollidere efter, at de har passeret strengen. For en person, der sidder
på en af disse genstande, vil den anden genstand i begyndelsen se ud
til at være i hvile; når strengen passerer foran den, vil den
pludselig begynde at bevæge sig mod den uheldige tilskuer med en
hastighed svarende til 0,00002 gange strengens hastighed. Da strenge
næsten bevæger sig med lysets hastighed, påfører de
hastigheder på omkring 6,4 kilometer pr. sekund.
KEGLER AF RUM omkring tunge kosmiske
strenge illustrerer deres særlige tyngdevirkninger. Denne tegning viser
forvrængningen af rummet forårsaget af en idealiseret lige
streng. Forvrængningen kan gengives ved at skære en kile ud af en
rumflade vinkelret på strengen (a) og trække fladens to kanter
sammen, så de danner en kegle (b). Hvis to genstande bevæger sig
ad parallelle baner forbi en streng på modsatte sider (c), vil de blive
afbøjet og kollidere på strengens bagside (d).
Hvad ville der ske, hvis en streng passerede gennem en person? Virkningen
er ikke vanskelig at forestille sig. Når strengen skærer igennem
individets talje, begynder hans hoved og fødder at bevæge sig
mod hinanden med en hastighed på seks kilometer i sekundet. Denne
oplevelse ville selvfølgelig være usund, men der er ingen grund
til panik: sandsynligheden for at en streng rejser gennem solsystemet er
faktisk meget lille.
Afbildningen af kosmiske strenges tyngdemæssige
egenskaber som konisk rum gælder kun for lige strenge. Kurvede strenges
og lukkede sløjfers tyngdevirkninger er meget mere komplicerede.
Imidlertid kan man tænke på små dele af sådanne
strenge som værende tilnærmet lige og ved at kombinere analysen
af mange små dele kan det vises, at på store afstande fra en
oscillerende lukket sløjfe er middelvirkningen af alle delene en
almindelig tyngdemæssig tiltrækning som den, der er forbundet med
Jorden eller Solen.
De forvrængninger, som kosmiske strenge påfører rummet,
kan afsløre deres tilstedeværelse. For eksempel kan strenge
virke som gravitationslinser, fordi de bøjer rummet; det betyder, at
de vil afbøje lyset fra en fjern galakse så det når Jorden
ad to forskellige baner. Som resultat vil observatører på Jorden
se to billeder af den samme galakse, adskilt med en vinkel som kan sammenlignes
med strengens deficitvinkel. Astronomerne har faktisk fundet adskillige par
galakser og yderst lyse, fjerne objekter kaldet kvasarer, hvori medlemmerne
viser en overbevisende lighed med hinanden og som man derfor betragter som
dobbelte billeder af det samme objekt.
Almindelige galakser eller galaksehobe kan også
virke som gravitationslinser og derfor må man anvende en yderligere
prøve på de mange billeder for at fastslå deres
årsag. Nick Kaiser fra University of Cambridge og Albert Stebbins fra
Fermilab har peget på, at kosmiske strenge burde have en temmelig
usædvanlig indvirkning på den kosmiske
mikrobølgestråling. Denne stråling er en slags
efterglød fra Big Bang; den fylder hele universet og kommer fra alle
retninger med samme intensitet. I kølvandet på en streng ville
noget stråling imidlertid få ekstra bevægelsesmængde
i retning af Jorden og ville derfor ankomme til planeten med større
intensitet. Og hvor andre tyngdeentiteter kan forårsage jævne
forandringer i mikrobølgeintensiteten, ville de ændringer, som
blev skabt af en streng, være temmelig bratte. Denne pludselige
ændring af intensitet skulle finde sted langs en linie trukket mellem
de to billeder, der repræsenterer en enkelt galakse. Ændringens
størrelse er måske kun en del ud af 100.000, men selv om
detektionen var vanskelig, ville den ikke være umulig.
Desuden vil det måske en dag være muligt
at detektere kosmiske strenge ved at se efter vidnesbyrd om deres
gravitationsbølger. Bølger fra sløjfer af alle mulige
former og størrelser adderes til en baggrund af gravitationsstøj,
den kollektive svanesang fra døde og døende strenge. Denne
støjs styrke er høj sammenlignet med
gravitationsbølgerne, der udsendes fra andre kilder. Gravitation er
imidlertid den svageste af alle kræfter i naturen og det forudsagte
støjniveau fra strengene er stadig lidt under de nuværende
observationers begrænsninger.
Indtil fornylig antog fysikerne, at kosmiske strenge kun kunne vekselvirke
med stof gennem tyngdekræfter. For to år siden foreslog Edward
Witten fra Princeton University imidlertid, at kosmiske strenge kunne
være forsynet med en egenskab, som har stor opmærksomhed her
på Jorden: superledning. Witten viste, at nogle teorier om
elementarpartikler antyder, at strenge har usædvanlige elektromagnetiske
kvaliteter af en type, som kunne få dem til at opføre sig som
superledende ledninger. Det blev senere vist, at denne egenskab kunne
frembringe dramatiske kosmologiske virkninger.
Strenge kunne være superledende fordi det
symmetriske vacuum, der er fanget inde i dem, ændrer partiklers
opførsel. Især havde nogle ladede partikler, som elektroner,
måske ingen masse inde i en kosmisk streng. Derfor er det muligt, med
meget lidt energi, at skabe partikel-antipartikel par, hvori medlemmerne har
modsat ladning og bevæger sig i modsatte retninger. Et pars totale
ladning og totale bevægelsesmængde er lig med nul; den eneste
energi, der skal indføres er den, der er nødvendig for at skabe
bevægelsen. Fordi partiklerne er masseløse, bevæger de sig
med lysets hastighed og kan ikke bevæge sig udenfor strengen, hvor
deres masse ville være større end nul. Derfor suser partiklerne
gennem det fangede vacuum, bærende på en elektrisk strøm
og uden at møde modstand: superledningens kendetegn.
Jeremiah P. Ostriker fra Princeton og hans studerende
Christopher Thompson samarbejdede med Witten om at fremsætte en
alternativ strengmodel for galaksedannelse. Strømmen i en superledende
streng frembringer elektriske og magnetiske felter, som i det tomme rum ville
spredes væk fra strengen som elektromagnetiske bølger. Men
rummet mellem stjernerne og galakserne er ikke helt tomt: det er fyldt med en
fortyndet gas af elektroner og ladede atomer, som forhindrer bølgerne
i at forlade omegnen af strengen. Efterhånden som strålingens
energi akkumuleres, udvikler den et enormt tryk og begynder at puste en
boble, som fejer det omgivende stof sammen til en hed, ekspanderende skal af
gas. Den ekspanderende boble adskiller sig ikke meget fra en enorm
eksplosion. I dette scenario dannes der galakser, hvor boblerne kolliderer.
På en måde er eksplosionsteorien det
modsatte af gravitationsmodellen for hobdannelse: stof blæses væk
fra strengen i stedet for at blive tiltrukket af den. Teorien giver
også en mere naturlig forklaring på de gabende tomrum i galaksernes
fordeling og forudsiger at galakserne burde findes i tynde fladelignende
arrangementer, et billede, der ikke er helt ulig det, som astronomerne
observerer. Hvilke andre empiriske prøver kunne anvendes for at teste
det eksplosive scenario?
Ostriker og hans kolleger er nødt til at
postulere, at universet blev magnetiseret kort efter Big Bang, fordi der
måtte være et magnetfelt til rådighed for at starte
partikel-antipartikel parrene. Ingen ved med sikkerhed hvordan denne magnetisering
kunne opstå, men hvis den var til stede, burde der stadig være en
restmagnetisering til stede i universet i vore dage. Teorien kan derfor
afprøves ved at se efter vidnesbyrd om svag, ikke-lokal magnetisering
i universet. Den varme gas på boblernes grænser kunne også
udsende karakteristiske radiobølger, som kunne detekteres her på
Jorden med radioteleskoper.
Bortset fra dens rolle i teorier om galaksedannelse, antyder ideen om
superledende kosmiske strenge en anden måde, hvorpå strengene
kunne findes. Selv hvis magnetiske felter var fraværende i det tidlige
univers, genereres de efterhånden af galaksernes rotationsenergi gennem
et fænomen, der kaldes den galaktiske dynamo virkning. I vore dage er
styrken af et magnetisk felt i en typisk galakse kun en milliontedel af
Jordens magnetiske felt. Den strøm et sådant felt ville inducere
i en superledende sløjfe af streng er for svag til at igangsætte
en eksploderende boble af stråling; imidlertid demonstrerer beregninger
jeg udførte med Eugene M. Chudnovsky fra Tufts University, George B.
Field fra Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics og David N. Spergel fra
Institute for Advanced Study, at vekselvirkningen af denne strøm med
de ladede partikler i rummet mellem stjernerne kan frembringe radiobølger.
I december 1985 opdagede Mark Morris fra University
of California i Los Angeles og Farhad Yusef-Zadeh fra NASA's Goddard Space
Flight Center adskillige strenglignende radiokilder, som de kalder
tråde, i Mælkevejens centrum. Disse tråde kunne være
lette kosmiske strenge med lav energi og hvis de er, burde det være
muligt at se dem bevæge sig. På himlen ville den hastighed med
hvilken sådanne strenge bevæger sig blive til nogle få
buesekunder om året. Foreløbige målinger har allerede
fastlagt en øvre grænse for bevægelsen på 1,5
buesekund om året. Skønt denne bevægelse er mindre end den
fysikerne forventer, udelukker den ikke fuldstændig galaktiske
tråde fra betragtning, fordi en hel del af deres bevægelse kunne
ske i retning af sigtelinien i stedet for vinkelret på den.
Bevægelse langs sigtelinien ville ikke kunne detekteres.
Selv mens de empiriske afprøvninger af kosmisk
strengteori begynder, er fysikerne fristet til at bruge de hypotetiske
strenges omfattende og usædvanlige egenskaber til at gøre rede for
alle slags mystiske fænomener. Strenge er allerede blevet
foreslået som mulige kilder til kosmiske stråler,
allestedsnærværende, men uforklarede, strømme af
energirige partikler i rummet. Strengene kunne også være
oprindelsen til kraftige impulser af gammastråler, som observeres
regelmæssigt , men som er dårligt forstået. Strenge
mistænkes endda for at være kraftmaskineriet bag kvasarer.
Argumenterne der gives for at tilskrive strengene disse egenskaber er ikke særlig
overbevisende; de fleste af dem vil sandsynligvis vise sig at være
forkerte. Alligevel har teoretikerne stor fornøjelse af at udforske
kosmiske strenges potentiale - og naturen vil, trods alt, give den endelige
dom over deres arbejde.
* Vilenkin, Alexander teoretisk fysiker, har
været professor i fysik på Tufts University siden
1983, har beskæftiget sig med studiet af kosmiske strenge og
spørgsmålet om hvordan universet blev skabt af
"ingenting". Han modtog en bachelor grad i fysik fra Kharkov State
University i 1971. I de fem følgende år tjente han først
i hæren og arbejdede så i forskellige jobs mens han studerede
fysik - og udgav papirer - i sin fritid. Han kom til Amerika i 1976 og modtog
en Ph.D. året efter fra State University of New York i Buffalo.
Vilenkin tog til Tufts efter postdoktor studier på Case Western Reserve
University.
Link:
DAMTP om
kosmiske strenge
Oversat fra Cosmic Strings, Scientific American, december 1987, s.52-60.
20. marts, 2000.
Indhold
Det Inflatoriske univers :Én
sti: Mysteriet om den kosmologiske konstant
Index
|