Big Bang teorien

Kommentar

Denne refleksjonen er skrevet som en del av mitt bokprosjekt på begynnelsen av 90 tallet. Etter den tid har det skjedd ufattelig mye innenfor astronomien. Big Bang teorien har gjennomgått store revisjoner som følge av dette. Vi er kommet nærmere svar på universets masse. Det har medført at ideen om det såkalte «Big Crunch» er mer eller mindre skrinlagt. Man har også kommet opp med tilleggs-teorier om mørk energi og mørk materie. Galakser og strukturer i universet oppfører seg ikke slik man kunne forvente. Alt ser ut til å ha for lite masse. Dermed er ideer om mørk materie blitt aktuelle. Dessuten ser det ut som at universets utvidelse akselererer. Da har man igjen fått behov for en modifisert utgave av den såkalte Einsteins Kosmiske konstant. Dette er nå blitt til teorien om mørk energi. I tillegg har vi fått inflasjonsteorien som gir en tilfredsstillende forklaring på hva som forårsaket selve eksplosjonen (omvendt gravitasjon). Det er en teori som også bærer bud om multiverset, en uendelighet av universer. Men andre ord fremstår Big Bang i dag som en mer kompleks teori, med flere hjelpehypoteser. Man kan jo selvsagt være på rett spor, men det kan også være at problemet er at man strekker ideen om naturlovers evige og universale gyldighet for langt. Det er kanskje ikke slik at Einsteins relativitetsteori er tilstrekkelig i forhold til det veldig store. Det er ikke umulig at man i fremtiden vil se enda et paradigmeskifte i forhold til våre oppfatninger rundt dette.

Mitt personlige motiv for å gå inn i dette handler om generell nysgjerrighet, men også om min bakgrunn som Syvende Dags Adventist. Da jeg begynte å stille spørsmål ved hele troen ble jeg hele tiden fortalt at alternativet, Big Bang bare er noe stort tull, umulig og ren fantasi. Dette ble selvsagt fremsatt av personer som visste enda mindre om hva de snakket om enn det jeg gjør. Jeg tenker at om man skal ha troverdighet i slike karakteristikker så forutsetter det at man har mer kunnskap om det enn menigmann. Min refleksjon over dette temaet handler derfor om menigmanns forsøk på å finne holdbarheten i dette. Så drømte jeg jo selvsagt om at adventister skulle lese dette og deretter kanskje bli litt mer ydmyke og kvalifiserte i sine karakteristikker. For dette er seriøs kunnskapsutvikling på et nivå som langt overgår hva adventister noensinne har prestert.

Big Bang Teorien

Skapelsens problem

Å finne løsningen på eksistensen er et problem som ikke lar seg løse uten at vi går utover det logiske og det empiriske. Vi konstaterer at vi eksisterer - det er en sannhet - ergo må det finnes en forklaring. Hvilke muligheter har vi? I utgangspunktet ser man for seg tre alternativer:

 

1.    det har en gang vært intet, og ut av dette intet oppstod tilværelsen.

2.    spørsmålet om hva som eksisterte før begynnelsen, er meningsløst, da det aldri har vært noe før begynnelsen, fordi selve tiden begynte med begynnelsen.

3.    det har aldri vært noe intet; det som er, har alltid eksistert i en eller annen form.

 

Alternativ 2 kan egentlig oppfattes å være en avart av alternativ 1. Men la oss holde disse adskilt fordi alternativ 2 egentlig er et forsøk på å løse de problemer som alternativ 1 reiser.

Alternativ 1 sier: i begynnelsen var der intet; absolutt ingenting. Så plutselig, uten noe forvarsel, uten noe forutgående, begynner noe å eksistere. Det er strengt tatt ikke noe ulogisk i en slik løsning. Den er tenkelig. Problemet med den er at vi har aldri erfart noe som kan ligne på dette. Riktignok har fysikerne observert skapelse av partikler, men ikke uten at der har vært energi til stede på forhånd. Alt vi ser, er omdannelse, aldri absolutt skapelse. Så kan vi spørre: når dette kunne hende en gang, hvorfor kan det ikke hende flere ganger? hvorfor skjer det ikke stadig vekk? hvorfor hendte det ikke før begynnelsen? Det siste spørsmålet er interessant, for dersom noe hendte før begynnelsen var der ingen begynnelse med intet som utgangspunkt (ingen hendelse kan skje uten at noe eksisterer), dermed forsvinner hele alternativet. Dette medfører at denne begynnelsen må ha vært en engangshendelse, uten sidestykke, hverken før eller senere; et evig (kanskje hellig) mysterium. Vi skal merke oss en ting: hvilke kriterier må være oppfylt for at noe skal oppstå spontant ut av intet? Svaret er enkelt; det følger av utgangspunktet: ingen. Det kan aldri være snakk om oppfyllelse av gitte betingelser for at dette skal kunne skje, for nettopp det betinger at det eksisterte noe før skapelsen. Når vi så har erkjent dette ser vi at det er ulogisk å anta at skapelse ut av intet er en engangshendelse. Det er ulogisk å anta at dette skal skje med en gitt frekvens, for hvilke betingelser bestemmer frekvensen?

Alternativ 2 er et forsøk på å løse dette, og lignende problemer, ved å hevde at tiden oppstod samtidig med at de første ting oppstod. Dermed blir det meningsløst å etterspørre "tiden før begynnelsen", for det fantes jo ikke noe tid før begynnelsen. Med det intuitive synet på tiden[RUW1]  som en funksjon av hendelser er dette logisk. Dersom intet eksisterer skjer det ingen hendelser, følgelig går der ingen tid. Men løser dette problemet? Enhver hendelse, enhver forandring impliserer tid. I en tidløs virkelighet skjer det ingen ting. Alt er statisk. Introduksjon av tid i et slikt system er en hendelse i et hendelsesløs virkelighet. Dette er utenkelig og selvmotsigende. Hvordan kunne tiden plutselig dukke opp. Hva var det egentlig som dukket opp? Tidens plutselige tilsynekomst er en hendelse. Og tiden er en funksjon av hendelser. Hvordan kan tid plutselig bli til uten at det er en hendelse. Ligger det ikke i kvantemekanikk og relativitetsteorien oss at tiden egentlig ikke er noen fysisk realitet, men en illusjon? Illusjoner krever intelligens, tenkende vesener. Her stopper alternativ 2 effektivt opp, like mystisk som den kristne treenighetslæren: «et hellig mysterium». Når vi antar at tiden er en funksjon av hendelser kan vi enkelt spørre: finnes det en hendelse som løftet de første tingene opp, fra ikke-eksistens til eksistens? Dersom svaret er nei snakker vi om alternativ 3. Dersom svaret er ja, er det fullt ut mening i å si at før denne hendelsen var der intet. Det er alternativ 1. Dermed er alternativ 2 egentlig ikke noe reelt alternativ (Kanskje fungerer det som en ekte orientalsk koan?). Dermed havner vi tilbake til alternativ 1, med de problemer det medfører. Et annet forsøk på å løse dette problemet finner vi hos Augustin, kirkefaderen som hentet sine ideer om tid og evighet fra den platonske filosofi. Ifølge Augustin har Gud også skapt selve tiden.1 Som en digresjon til dette kan jeg huske at jeg for noen år siden klarte å overbevise min svigermor om at akkurat dette måtte være tilfelle. Jeg kan ikke nå huske alle de argumentene jeg gav for dette, men når jeg leser om Augustins resonementer kjenner jeg meg igjen. Intet kan ha eksistert før Gud, for da har ikke Gud skapt alt, ergo må Gud ha skapt tiden. Augustin hevder at det er umulig å tenke seg at Gud skapte verden etter at et tidsrom hadde forløpt. En slik tanke forutsetter at det før verdens skapelse fantes noe som beveget og forandret seg. Men at det skulle eksistere et slikt noe før skapelsen er umulig. Han trekker derfor den slutning at "hvis det er så at forandring og bevegelse ble skapt i og med verdens skapelse", må, "verden og tiden være skapt samtidig".

Altså: Gud var først. Gud har alltid eksistert. Gud eksisterer i en tidløs evighet.[15]. Han skaper verden, og dermed også tiden. Så til det samme spørsmålet en gang til: Hva gjorde Gud før han skapte himmelen og jorden? Augustin velger å ta spørsmålet alvorlig. Han vil ikke, sier han, «gi det morsomme svaret, som en gav som prøvde å komme unna alvoret i spørsmålet, at «Han gjorde klart helvete til ta imot folk som graver og spør for mye»» Augustins løsning er den samme følgen av at tiden ikke eksisterer før begynnelsen. Han hevder at der er noe galt med selve spørsmålet fordi det forutsetter en tid før tiden begynte. «Hvis det ikke fantes noen tid før himmel og jord ble laget», sier han, «hva kan så spørsmålet «hva gjorde du da?» bety? Hvis det ikke var noen tid var det ikke noe da»». Uttrykket «før skapelsen» kan ikke være noen tidsbestemmelse og kan heller ikke angi noe tidspunkt eller tidsrom, konkluderer Augustin.

La oss likevel forestille oss hvordan Gud hadde det «før» han skapte noe annet. Dette er meningsløst ifølge Augustin, fordi Gud eksisterer i en tidløs evighet. Så lurer man på om Gud tenker, om han er bevisst? Ingen kan benekte at den Bibelske Gud har tanker. Hvordan kan ellers Bibelen hevde at Guds tanker er høyere enn våre tanker?2 Det ville vel vært meningsløst å hevde det motsatte. Ingen kan være tankeløs og likevel kalles Gud. Men dersom Gud tenker hender det vel noe? I så fall skjedde det noe før Gud skapte alt, og spørsmålet om hva han gjorde er likevel berettiget. Går det an å hevde at Guds tanker er av en annen beskaffenhet enn våre, slik at de ikke er kjeder av hendelser i tid? Vi mennesker har jo tendens til å tenke lineært i tid. Kan det være at Gud tenker alle tanker på en gang hele tiden? På den måten blir jo Guds bevissthet en slags fullendt statisk tilstand. En slik tanke reiser nye spørsmål, parallelle med de jeg har nevnt tidligere. Hvordan kunne Gud begynne å skape tiden ut av det tidløse? Hvordan kunne han begynne å skape hendelser ut av det hendelsesløse? Selve skapelsen er jo i seg selv en hendelse. Ideen medfører også alvorlige teologiske problemer. Lå der ingen beslutning bak skapelsen? Skjedde den spontant, uten noen forutgående beslutning? Handler Gud spontant uten forutgående beslutninger? Verre er det vel at en slik statisk bevissthet er og forblir upåvirkelig, uforanderlig. Hvorfor ber man da til ham?

Som vi ser reiser dette alternativet flere spørsmål enn det løser.

Det siste alternativet inneholder ikke skapelsens grunnleggende problem. Det har alltid vært noe, det har alltid foregått noe. Det vil alltid finnes et før, og det vil alltid komme et etter. Tiden er uendelig. På en måte virker dette naturlig. I et slikt system har vi ingen ekte skapelse - skapelse fra intet, og vi mangler også en ekte tilintetgjørelse - at noe som eksisterer bare forsvinner i intet. Alt som skjer er forandringer, omdannelse. Men også dette alternativet medfører problemer. For det første er det ufattelig at ting bare eksisterer i det uendelige. For det andre får vi selveste evighets-problemet å stri med[16].

 

Selv om alle disse tre alternativene er umulige for tanken er muligheten stor for at en av dem er riktig, i en eller annen form. Finnes det et fjerde alternativ? Dersom svaret er nei betyr det at man enten må tvile på fornuften, eller anta at et av alternativene, på en eller annen form er riktig, enda så usannsynlige de er.

Man kan oppsummere hele problemstillingen i et paradoks: For å løse skapelsens problem innfører vi evigheten; det har alltid eksistert noe i en eller annen form. Men så har vi fått evighetens problem. For å løse dette innfører vi en begynnelse, og kanskje en slutt. Men da er vi tilbake til skapelsens problem. Altså løser evigheten skapelsens problem, skapelsen løser evighetens problem, men de to er innbyrdes selvmotsigende, vi finner ingen vei ut. Vår eksistens er et paradoks i seg selv.

 

De spørsmålene vi her har drøftet kan ikke løses av vitenskapen. Alle vitenskapelige teorier har hittil hoppet bukk over denne type problemstillinger. Det kan mange ganger se ut som at mennesket, via vitenskapen, med den største selvfølgelighet kan forklare universets opprinnelse og utvikling. Vitenskapsmennene snakker om en begynnelse og en ende på det hele. Teorien om Big Bang har fått så stor tilslutning at den i dag kalles for standard-modellen. De filosofiske problemer med skapelsen unngås ved at teorien ikke begynner ved begynnelsens begynnelse, men noen mikroskopiske tidsenheter etterpå. Men vitenskapsmennenes barriere mot begynnelsens begynnelse er ikke av samme karakter som filosofens. Det er likevel interessant at den uoverkommelige mur befinner seg på samme punkt, både for filosofen og for vitenskapsmannen, ja faktisk også for den religiøse.

 

Vi nærmer oss Big Bang-teorien.

Jeg hadde flere hensikter med å undersøke big-bang-teorien. Jeg ville finne ut hvilke empiriske data den bygde på, om disse var entydige, hvilke uløste problemer teorien inneholder, og dens teoretiske struktur. Fra barnsben av har jeg hørt at teorien var "menneskelige tankebygninger og spekulasjoner, laget som en erstatning for Gud". Hvor mye prestisje inngår egentlig i denne teorien? Sist men ikke minst var jeg interessert i å finne ut hvor sannsynlig en slik teori er for meg. Er den høyst usannsynlig, noe sannsynlig eller svært sannsynlig ut fra det materialet som foreligger?

Som lekmann er det klart at jeg ikke kan saumfare alle de dypere teoretiske aspekter ved teorien. Det som kan gi meg indikasjoner er først og fremst samsvar mellom empiriske fakta og big-bang, men også historien rundt teoriens tilblivelse kan si en hel del. Har det vært store prestisjefylte konflikter ute og gått? Strides de lærde om teoriens fundamentale elementer? Alle slike data vil gi meg indikasjoner som påvirker mitt syn på teoriens sikkerhet.

 

Noen forutsetninger

Alle de revolusjonerende oppdagelsene i begynnelsen av vårt århundre- kvantemekanikken, relativitetsteori og kjernepartikkel fysikk - og stadig forbedrede astronomiske observasjons-muligheter gjorde det mulig for forskerne å begynne å beskjeftige seg seriøst med spørsmål om stjerner og galaksers oppkomst og utvikling og til sist om selve universets oppkomst og utvikling. For, i det hele tatt, kunne gjøre dette er man nødt til å ta en del grunnleggende forutsetninger. I astronomien er den viktigste forutsetningen, det såkalte "Kosmologiske prinsipp". Det går i korthet ut på at universet i det store og hele ser likt ut i alle retninger og at dette gjelder uansett hvor i universet observatøren befinner seg; universet er isotropt. Ut av denne antagelsen følger også at universet er homogent3. Denne forutsetningen gjør det mulig å trekke induktive slutninger på grunnlag av de store mengder enkelt-observasjoner som gjøres.

Dersom jeg befant meg i en tett skog, og det var alt jeg har sett av verden, ville jeg ikke være i stand til å trekke noen riktig konklusjon av hvilke landskaper verden bestod av. Med den isotopiske forutsetningen ville jeg trekke den konklusjon at verden bestod av tett skog. Dersom jeg derimot reiste over et stort nok område ville jeg være i stand til å se mer, og mine slutninger ville vært nærmere sannheten. Dersom det kosmologiske prinsipp skal kunne anvendes må vi bygge på den forutsetningen at vi kan observere en stor nok del av universet til å kunne trekke slutninger om universet som helhet.

Antagelsen av det kosmologiske prinsipp har minst to typer konsekvenser. For det første betyr det at mennesket fjerner enda en sten fra det gamle tankebyggverk som går ut på at vi mennesker på at vi mennesker befinner oss i en særstilling i universet. Den andre konsekvensen er at data blir tolket annerledes enn ut fra den gamle oppfatningen. I praksis betyr det at de målinger som indikerer at alle stjerner og galakser beveger seg bort fra oss blir tolket som en generell utvidelse av hele universet. Det vil si at dette vil alle i universet observere, uansett hvor de befinner seg. Ut fra den gamle oppfatningen kunne man tolke sette som at jorden befant seg i et sentrum, som alt annet beveget seg ut fra.

En delvis bekreftelse av dette prinsippet fikk vi da Edwin Hubble på slutten av 20- tallet fant at uansett i hvilken retning han rettet teleskopet fant han en jevn fordeling av galakser4. Det bekrefter i alle fall at universet er homogent, så langt vi kan observere. Isotropien kan ikke bekreftes helt sikkert før vi kan observere universet fra helt andre galakser, langt borte.

En annen enda mer grunnleggende forutsetning er selvfølgelig at alle naturlige prosesser er uavhengig av rom og tid. Det vil f.eks. si at en kobbertråd vil lede elektrisk strøm uansett hvor i universet den befinner seg. Dette prinsippet, som kanskje er vitenskapens mest grunnleggende bygger på en naturlig tillit til at verden er koherent; i overensstemmelse med seg selv. Det vil si at de lover vi finner her på jorda også vil gjelde i en hvilken som helst galakse, til hvilken som helst tid, dersom de samme fysiske betingelser er oppfylt. Uten denne forutsetningen ville vi ikke kunne gjøre induktive slutninger, og våre muligheter til å oppnå kunnskap om universet ville falle bort.

Litt om selve teorien og dens tilblivelse.

Siden Newtons tid og inntil vårt århundre har også vitenskapsmennene hatt den oppfatningen at universet er statisk; det gjennomgår ikke noen generell utvikling over tid5.

Newton var den første som innså at gravitasjonen var den eneste kraft som spilte en rolle i kosmologien. I en berømt brevveksling med Cambridge-literaten Richard Bently skriver Newton at hvis materien i universet var jevnt fordelt utover et endelig område, vil den etter hvert begynne å falle innover mot sentrum, og der danne en enorm kuleformet masse. På den annen side, dersom materien var jevnt fordelt utover i et uendelig rom, ville det ikke vært noe sentrum den kunne falle inn mot, i dette tilfelle ville den kunne klumpe seg sammen i uendelig mange mindre massekonsentrasjoner, spredt rundt omkring i universet. Newton antydet at dette kanskje kunne være opprinnelsen til solen og stjernene.6

Dette viste seg å bli et vanskelig problem for kosmologien. Ingen kunne gi en matematisk holdbar beskrivelse av forholdene i et slikt uendelig univers. Det neste forsøket av historisk betydning kom først med Einstein. Einstein brukte, som før nevnt, en allerede eksisterende matematisk teori for ikke-ekulidsk geometri til å forklare gravitasjonen som en effekt forårsaket av en krumming i rommet. Denne krumningen ble da bestemt av materien i universet, gjennom et sett kompliserte ligninger, kjent som Einsteins feltligninger7.

Einstein forsøkte å finne en løsning på disse ligninger for et univers som både tilfredsstiller det kosmologiske prinsipp og som er statisk. Denne løsningen fant han ikke, og han måtte innføre en såkalt kosmologisk konstant for å få det hele til å stemme. Den løsningen han da fant var en som beskrev et statisk univers, hvor den kosmologiske konstanten motvirket gravitasjonens tiltrekning over store avstander. Dette gjorde at universet kunne forbli i sin nåværende tilstand til evig tid. Det var da også en løsning som tilfredsstilte datidens oppfatning av universet.8

Det viste seg imidlertid at denne teorien stred mot visse oppdagelser som kom like etter, og Einstein uttalte senere at han angret på at han innførte dette "misfostret" i sine ligninger9.[17]

Den oppdagelsen jeg snakker om er en av de mest sentrale som ledet til at Big-Bang-teorien nærmest tvang seg frem. Det er oppdagelsen av den såkalte rødforskyvningen. Denne skal jeg vie stor oppmerksomhet her. Det er interessant å legge merke til at big-bang-teorien i meget stor grad er empirisk bestemt. Steven Weinberg skriver følgende interessante bemerkning:

 

"Hvordan kommer vi da fram til standard-modellen? Og hvordan har den kunnet konkurrere ut andre teorier, som strømmodellen[18]? Som allerede nevnt er det nå bred enighet om at standard-modellen er den beste vi har pr. i dag; men denne enighet skyldes ikke at filosofiske moteretninger har forandret seg, og heller ikke noe diktat fra astrofysiske yppersteprester. Standardmodellen har tvunget seg frem, så og si, på grunn av trykket fra empiriske data: en tributt til objektivitetskravet i den moderne naturvitenskap".10

 

Dette er en indikasjon på at objektivitet og ikke forutinntatthet har ledet til utviklingen av big-bang-teorien. Nå er det vanskelig å trekke noen entydige slutninger på grunnlag av enkeltstående utsagn. På den annen side sier den samme Weinberg at historien rundt fremveksten av teorien er "rike jaktmarker for en vitenskapshistoriker - fylt av tyvstarter og feilskjær, anledninger som ikke ble grepet, teoretisk forutinntatthet og et spill mellom sterke personligheter"11.

Likevel viser f.eks. Einsteins forsøk på å utlede en statisk modell, og forkastelsen av denne på grunnlag av empiriske data, at sannheten må ha stått høyere i kurs enn prestisjen. Kanskje konfliktene har stått mer om hvem som har gjort de forskjellige oppdagelser. Oppdagelsen av rødforskyvningene og deres sammenheng med objektenes avstand blir alltid tilskrevet Edwin Hubble, men Fred Hoyle sier at det egentlig var V.M. Slipher som først oppdaget dette12. Slike konflikter er vel egentlig uinteressante i denne sammenheng. Det som er interessant er hva de oppdaget, og hvilken sikkerhet og fortolkning dette har.

Samme år som Einstein fremla sin univers-modell (1917) framsatte en nederlandsk astronom W. de Sitter en annen løsning på Einsteins modifiserte feltligninger. Denne løsningen var også tilsynelatende en statisk løsning. Dette hadde Sitter oppnådd ved å definere romkoordinatene på en noe spesiell måte. I praksis medførte den at avstanden mellom galaksene øket med tiden. Dette medførte at Sitters modell forutsa rødforskyvning, og også at denne er proporsjonal med avstanden mellom objektene. De europeiske astronomene kjente på den tiden ikke til at amerikanerne hadde oppdaget at rødforskyvningene virkelig eksisterte. Da dette ble kjent oppnådde de Sitters modell øyeblikkelig berømmelse13.

Det var sannsynligvis denne modellen som inspirerte Edwin Hubble til å undersøke sammenhenger mellom avstand og rødforskyvning.

I 1922 kom flere andre løsninger som beskrev et univers i dynamisk utvikling. Utviklingen kunne være utvidelse eller sammentrekning. Den observerte rødforskyvningen fikk astronomene til å anta at den modellen som forutsa en utvidelse av universet var nærmest sannheten. Det er verdt å merke seg at måten man tenkte seg utvidelsen foregikk på ikke er tilfeldig. Her er hastighetens proporsjonalitet med avstanden et nøkkel-begrep. Som en analogi kan vi tenke oss en bikube, hvor en mengde bier setter ut i alle retninger for å finne honning. La oss også tenke oss at dronningen, som er hjemme kan følge de enkelte biene på sin reise. Den kan observere både hastighet og avstand. La oss også tenke oss at noen bier flyr fortere enn andre. Så lenge biene flyr med konstant hastighet, vil selvfølgelig de biene som flyr fortest til enhver tid være kommet lengst. Dronningen vil da observere at de biene som befinner seg lengst borte også har den største hastigheten. Denne sammenhengen mellom hastighet og avstand forteller altså at biene en gang har fløyet ut fra samme punkt. Men også hver enkelt bie vil kunne observere at alle de andre biene beveger seg bort fra den med en hastighet som er proporsjonal med avstanden. Dette er logisk siden antall bier er konstant, mens det område de befinner seg innenfor stadig øker. Det betyr at tettheten av bier minker.

Nå er denne analogien kanskje litt overforenklet på et punkt. Det er en tredimensjonal utvidelse fra et sentrum som ligger i den samme dimisjon. Universet utvider seg i fire dimisjoner. Dette er umulig for oss å visualisere. Den beste måten er å trekke en tredimensjonal analogi. La oss tenke oss at alle galaksene befinner seg på overflaten av en ballong. Etter hvert som ballongen utvider seg vil galaksene fjerne seg bort fra hverandre. Men det vil ikke finnes noe sentrum for utvidelsen blant galaksene; på overflaten av ballongen. Dersom vi kun kan oppfatte det som skjer på selve overflaten av ballongen ville vi aldri kunne erkjenne sentrum for utvidelsen. Sentrum for universets utvidelse ligger altså utenfor det universet vi kan oppfatte, i en fjerde dimisjon14.

Ideen om at universet befinner seg i en tilstand av denne type utvidelse medfører altså den slutningen at alle galakser en gang har befunnet seg mye nærmere hverandre. Det betyr at man med matematiske modeller skulle kunne følge universets utvikling tilbake til den tid da alt var samlet i ett punkt; man har en mulighet til å finne universets alder.

Det å beregne universets alder blir ut fra denne teorien meget enkelt. I mine fysiske formelsamlinger finner jeg at Hubbels konstant er oppgitt til 15-30 km/s per mill lysår. Hubbels lov sier at hastigheten er proporsjonal med avstanden:

 

Hatighet (V) = Hubbels konstant (H) * avstand (S).

 

Vi tenker oss nå at S er avstanden mellom to galakser. Dersom disse to galaksene beveger seg bort fra hverandre med en hastighet som er typisk for galakser med en slik avstand;, kan vi beregne hvor lang tid som har gått siden de to galaksene befant seg i samme punkt.

Fra fysikken vet vi også at hastighet (V) = avstand (S) / tid (t).

Vi får altså en ligning som ser slik ut:

 

 

Denne tiden angir altså universets alder. Det vil si, at dersom teorien holder, og vi kan finne H, er vi i stand til å finne hvor gammelt universet er. Med den konstanten som er oppgitt i min formelsamling finner jeg at universet er mellom 10 og 20 milliarder år gammelt. Som vi ser er Hubbles konstant oppgitt med store marginer. Man er fortsatt meget usikker på størrelsen, og dermed også på universets alder. Det var da også her teorien møtte sin første store prøve. I 1930 - 40 årene beregnet man Hubble-konstanten til å være rundt 170 kilometer i sekundet pr. mill. lysår, altså betydelig større enn de verdier jeg fant i min formelsamling. Det betyr i så fall at man trodde at universets utvidelse hadde foregått mye raskere. Universets alder ble beregnet til under 2 milliarder år. Dette stemte ikke med målinger av radioaktivitet i eldre bergarter på jorden. Disse ga nemlig en indikasjon på at jorden måtte være minst dobbel så gammel som universet[19]. Dette er selvfølgelig en alvorlig selvmotsigelse. Dette tilsynelatende paradoks gav opphav til mange sinnrike kosmologiske teorier på denne tiden. Det er sannsynlig at også den såkalte "strøm"-modellen kom som en følge av big-bang-teoriens foreløpige havari15. Strøm-modellen skal vi komme tilbake til.

Imidlertid opphørte dette problemet i 1950 årene da avstanden til galaksene ble omtrent tidoblet. Men før denne tid var det likevel en del som begynte å se på forholdene i et tidlig univers etter big-bang-modellen. Det ble nokså klart at etter hvert som man gikk bakover i tid, ville temperaturen i universet øke til svimlende høyder. I disse temperaturene ville bevegelsen av stoffet øke så kraftig at selv de hardeste steinene ville bli knust. Videre ville selve atomene og deres kjerner bli revet istykker. Her møtes altså astronomien og partikkelfysikken. Slike forhold er partikkelfysikken best til å beskrive. Og vår viten om partikkelfysikk vil være avgjørende for hvor langt tilbake vi kan se, i universets historie. I disse teoriene ligger også nøkkelen til de to neste triumfene i big-bang-teoriens historie; den kosmiske bakgrunnsstrålingen, og grunnstoffenes bemerkelsesverdige fordeling i universet.

Under arbeidet med å utvikle atombomben, mot slutten av 2. verdenskrig, hadde man fått et godt kjennskap til mange reaksjoner mellom atomkjerner ved høye temperaturer. Fysikeren George Glamow anvendte denne viten på big-bang-teoriens tidligere univers. Glamow antok at trykket hadde vært så høyt at elektronene ble trykket inn i protonene slik at bare nøytronene hadde eksistert. På dette stadium kunne universet bare være få sekunder gammelt, og befant seg i en eksplosjonsartet utvidelse.

Nå er det slik at nøytroner ikke er stabile i fri tilstand. De har en halveringstid på ca. 15 minutter. Denne radioaktive nedbrytningen foregår slik at et nøytron brytes ned til et proton, elektron og et nøytrino. Et proton er en hydrogen-kjerne, det betyr at ved kaldere temperaturer vil protonet og elektronet danne hydrogen.

Ved kollisjon mellom et nøytron og et proton vil vi få dannet en deuterium kjerne. Deuterium er en isotop av hydrogen, som er omentrent dobbel så tung som denne; det er en kjerne bestående av et proton og et nøytron. Videre tenkte Glamow seg at disse kjernene kolliderte med nok et nøytron, og dannet en tritium-kjerne; hydrogenkjerner som er tre ganger så tung som normale hydrogenkjerner. Tritium-kjernen kunne kollidere med nok et nøytron, som dersom det var i ferd med å brytes ned ville danne en helium-kjerne. På dette stadium har altså de to letteste grunnstoffer blitt dannet. På samme måten så Glamow for seg at alle grunnstoffene kunne ha blitt dannet ved en raskt stigende kjede av kjernefysiske reaksjoner. Det lignet en kjemisk stige, der de tyngste grunnstoffene øverst på stigen ble skapt av kollisjoner mellom lettere stoff på lavere trinn. 

Glamow kunne beregne presist hvor mange kjerner som kunne dannes av hvert slag, og beregningene hans stemte med observerte data.

Alle reaksjoner på den nederste halvdelen av stigen; før jern (Fe) ville ha produsert energi i form av elektromagnetisk stråling og hastighet, og Glamow kunne anvende Einsteins ligninger til å beregne størrelsen på denne strålingen, og dens utvikling over tid. Den nåværende rest av denne strålingen ble beregnet til ca. 5 K. Det er, i denne sammenhengen, interessant å lese at Steven Weinberg undrer seg på hvorfor man ikke etter dette begynte å lete aktivt etter denne kosmiske bakgrunnsstrålingen. For faktum er at denne strålingen ikke ble oppdaget før i 1965, og det ved en tilfeldighet. Det var de to radioastronomene Arno A. Penzias og Robert W. Wilson som gjorde denne oppdagelsen. De to hadde bestemt seg for å prøve å måle den radiostøyen som hele melkeveien sendte ut. Nå er det slik at den elektronikken som forsterker opp de svake signalene fra antennen og selve antennen i seg selv produserer støy som ligner på den som skal måles. Dersom man skal måle klart avgrensede radiokilder i universet er ikke dette noe problem, for da kan men bare se hvordan signalene forandrer seg når man sveiper frem og tilbake over kilden og trekke fra den støyen man hadde utenfor kilden. Men de to skulle måle støyen fra et stort område, de var derfor avhengige av å identifisere all støy som ble produsert i måleutstyret. Kort fortalt ble de sittende igjen med en rest som de ikke kunne forklare, på tross av alvorlige anstrengelser. De måtte til slutt erkjenne deres antenne mottok en betydelig mengde mikrobølgestøy ved 7,35 cm. De fant også at støyen var konstant i tid: den varierte ikke med dag og natt, eller med vekslende årstider. Det virket ikke som den kunne komme fra vår egen galakse: for hvis den det gjorde skulle man vente at vår nærmeste galaksenabo - Andromedatåken - sendte ut en god del av samme stråling. Dette var ikke tilfelle. Konklusjonen ble til slutt at de hadde målt en kosmisk bakgrunnsstråling på ca. 3.5 grader over det absolutte nullpunkt. Nå hører det med til historien at det fantes flere forutsigelser av denne strålingen. De ferskeste var fra 1964, av teoretikeren J.E.Peebels og eksperimental-fysikeren R.H. Dicke. Dicke hadde faktisk satt i gang prosessen med å prøve å måle strålingen16. Den kosmiske bakgrunnsstrålingen og dens betydning for teorien skal vi komme nærmere tilbake til.

I dag er det klart at Glamows teori om grunnstoffenes dannelse i det tidlige univers er gal på flere punkter. Dette ble oppdaget ganske tidlig, og kan være en av grunnene til at dens forutsigelse om bakgrunnsstrålingen ikke ble viet særlig oppmerksomhet. For det første baserte Glamow sin teori på at omdanningen fra nøytroner til protoner, elektroner og nøytrinoer skjedde ved naturlig radioaktivitet. I dag er oppfatningen den at dette skjedde som følge av kollisjoner med elektroner, positroner, nøytrinoer og anti-nøytrinoer. Dette ble påpekt allerede i 1950, og teorien ble rettet i 195317. Men det største problemet teorien møtte var at dannelsen av tyngre grunnstoffer ville bli hindret av at enkelte grunnstoff var så ustabile - så radioaktive - at de ville brytes ned, lenge før de rakk å bli involvert i nye kollisjoner. Det verste var at disse hullene fantes svært lavt på stigen (trinn 5 og 8). Vi ville altså ikke kommet lengre enn til dannelsen av helium.18

I 1950 årene kom imidlertid teoriene om stjernenes utvikling, og disse inneholdt bedre forklaringer på dannelsen av grunnstoffer. I denne teorien ble grunnstoffene til i kjernefysiske reaksjoner i stjernenes indre, lenge etter at universet var dannet. Dette gjaldt alle grunnstoffer bortsett fra hydrogen, som fungerer som stjernenes brennstoff.

Her er det interessant å ta et lite sideblikk på en konkurrerende teori til big-bang-teorien, nemlig den såkalte strøm-teorien, også kalt "stasjonær-tilstand-modellen" (steady state). Denne teorien blir opprinnelig satt frem i 1940 årene av Herman Bondi og Thomas Gold, og senere - i en litt annen formulering - av Fred Hoyle. Denne teorien går ut på at universet alltid har befunnet seg i nåværende tilstand av utvidelse, og at det hele tiden skapes nytt stoff for å oppfylle det tomrommet som utvidelsen medfører. På en måte var nok dette en meget tilfredsstillende teori, på en annen måte ikke. Steven Weinberg sier at «Alle spørsmål om hvorfor universet er slik som det er kan besvares i denne teorien: man kan nemlig vise at det må være slik, ellers kan det ikke fortsette å være i samme strømtilstand - det blir ikke stabilt! Problemet med det tidligere univers elimineres: der har aldri vært noe tidlig univers - universet har alltid vært slik som det er nå!»19

På den annen side forutsetter teorien at hydrogen kontinuerlig blir skapt av intet. Noe slikt har man aldri observert. Dette kan kanskje ses på som en miniutgave av "skapelsens problem". Imidlertid dukket det snart opp alvorlige problemer for denne teorien. Problemet gjelder forklaringen på at den relative mengden av helium er så pass høy som observasjonene indikerer Ca 20 - 30 prosent av universets masse består av helium. Fred Hoyle forteller følgende:

 

"Da vi la fram vår teori hadde vi tatt for lett på stigens første trinn, overgangen fra hydrogen til helium. Grunnen var at alle i samtiden var klar over at helium stadig dannes fra hydrogen inne i helt vanlige stjerner som for eksempel sola. Helium så ikke ut til å være noe særlig problem, og teorien om stasjonær tilstand så ikke ut til å ha noe å frykte fra den kanten.

Men i midten av 1960-årene begynte det å skje ting som samlet så ut til å avgjøre striden mellom de to teoriene. Vitenskapens verden og deretter folkemeningen helte stadig mer i retning av smell-teorien, og ironisk nok trakk vitenskapen meg inn som vitne i saken mot teorien om stasjonær tilstand. Som påtalemyndighetens, og ikke forsvarets vitne."20

 

For å forstå dette må vi vite en del om grunnstoffenes bemerkelsesverdige fordeling i universet. Det viser seg nemlig at ca. 70 % av massen i universet er hydrogen og ca. 27 % er helium. Forholdet mellom hydrogen og helium er bemerkelsesverdig konstant; de er jevnt fordelt overalt i universet21. Strøm-modellen forutsatte at alt grunnstoff, utenom hydrogen var blitt til i kjernefysiske prosesser i stjernene. Men mengden av helium var bemerkelsesverdig stor i forhold til de andre grunnstoffene. Kan stjernene alene ha produsert så mye helium? Fred Hoyle, og flere andre arbeidet med dette problemet i 1964. De måtte erkjenne at svaret var nei, og det med god margin22. Man kan regne ut at den energimengde som ville ha blitt frigjort i en i en slik prosess er mye større enn samtlige stjerners totale utstråling av energi, i løpet av hele deres levetid. I big-bang-teorien blir man kvitt denne energien simpelthen gjennom universets utvidelse (rødforskyvningen)23. Dette resultatet avgjorde striden mellom de to teoriene, og big-bang-teorien fikk , etter da, allmenn utbredelse, men ikke i sin opprinnelige form.

Vi har sett at den tidlige big-bang-teorien ikke kunne forklare dannelsen av de tyngre grunnstoffene, og at strøm-modellen, som bygde på grunnstoffenes dannelse i stjernene ikke kunne forklare den store forekomsten av helium i universet. Big-bang teorien ble modifisert på den måten at hydrogen og helium var resultatet av prosessene i Big Bang, alle de andre grunnstoffene er dannet mye senere i stjerne-prosesser.

 

Er så denne teorien den eneste mulige, ut fra de empiriske data; observasjonene? Er den den mest sannsynlige? Finnes det alvorlige huller? Kan jeg finne det ut? I skrivende øyeblikk vet jeg ikke det en gang. Kanskje kan eksperten Steven Weinberg gi oss et lite spor her:

 

"Kan vi virkelig føle oss sikre på standardmodellen? Kan det tenkes at nye oppdagelsen vil kunne "avsette" denne teorien og erstatte den med en annen kosmogoni - kanskje til og med gjenopplive "strøm-teorien"? Kanskje det. Personlig må jeg innrømme at jeg har en viss følelse av uvirkelighet når jeg skriver om de tre første minuttene som om vi virkelig vet hva vi snakker om.

Og likevel: selv om standardmodellen skulle bli forkastet, så vil den ha spilt en meget verdifull rolle i kosmologiens historie. Det er nå alminnelig anerkjent som respektabel vitenskap (skjønt bare de siste ti år omtrent) å teste teoretiske ideer i fysikken eller astrofysikken ved å undersøke hvilke konsekvenser disse ideene får for standardmodellens univers. Det er også vanlig å bruke standardmodellen som et teoretisk grunnlag for å rettferdiggjøre observasjonsprogrammer i astronomien."24

 

Dette er et usedvanlig åpent og ærlig utsagn. Det er nå gått 13 år siden Weinberg skrev disse ordene (1977). Siden november 1989 har satellitten COBE (Cosmoc Backround Explorer Satelite) kretset i bane rundt jorden i 900 km høyde. Den er utstyrt med de mest følsomme instrumenter som hittil er laget for å kunne måle infrarød stråling. Det vil ta tre år før resultatene fra Cobe-satelitten er analysert. Astronomene håper her å få svaret på et av de vanskeligste spørsmål innenfor Big-Bang-teorien, nemlig hvordan de første stjernene og galaksene oppstod25.

Vi ser altså et klart mønster, hvor man setter alle kluter inn på å komplettere hullene i big-bang-teorien. Dette viser at teorien dirigerer observasjonene (som Weinberg sa) og at teorien fortsatt har mangler. Nå er det ikke negativt ment å antyde at teorien dirigerer observasjons-aktivitetene, dette er tvert imot en helt vitenskapelig måte å arbeide på, og i seg selv antyder det at forskeren i dag har så stor tro på denne teoriens riktighet at det satses store beløp på kompletteringen av den. Er teorien feil vil all den forskningen, som den inspirerer til, før eller senere avsløre dette. Dette er den sanne vitenskaps natur.

 

Det teoretiske grunnlag for rødforskyvningen og             tolkningen av den.

Doppler-effekten.

Jeg husker godt første gangen jeg opplevde en brannbil passere med full sirene. Jeg husker at jeg ble forbløffet av at lyden på sirenene sank med flere toner idet bilen passerte. Det jeg hadde opplevd var doppler-effekten.  Denne effekten går enkelt ut på at når en lyd-kilde nærmer seg vil lyden fra den ha høyere frekvens enn den virkelig har, og motsatt - når den fjerner seg - vil lyden fra den ha lavere frekvens. Forklaringen på doppler-effekten er ganske enkel. La oss si at jeg legger ut på en reise. Hver dag sender jeg et brev hjem. Postgangen er like rask som meg; når jeg er en dag borte og sender et brev, vil postgangen ta 1 dag på å få det fram. Jeg vil da sende brev med en frekvens på ett pr. dag. Hvor ofte vil så mottakeren få brev fra meg? La oss sette opp en tabell:

Sender

Mottaker

Dag 1

Dag 2

Dag 2

Dag 4

Dag 3

Dag 6

Dag 4

Dag 8

Osv…

 

 

Vi ser at mottakeren faktisk vil motta brev annenhver dag, selv om jeg sendte hver dag. Det kan faktisk se ut som at posten roter bort forferdelig mange brev, men når vi tenker etter er det hele naturlig. Når jeg reiser hjem igjen ville brevene komme tilsvarende ofte (2 pr. dag) slik at regnskapet ville stemme den dagen jeg kom hjem; antall sendte brev = antall mottatte (hvis ikke posten virkelig rotet). På samme måte er det med lyden. Når lyd kilden nærmer seg vil hver bølgetopp komme litt fortere til øret vårt; vi hører en høyere tone enn den utsendte.

Nå har vi sett at også lys oppfører seg som bølger. Det betyr at også lys, som er elektromagnetiske bølger, oppviser dopplereffekt.

 

Mer om lys.

Lys er altså en del av den elektromagnetiske strålingen. Det finnes mange andre typer av slik stråling. Det som avgjør hvilken stråling det er snakk kom er bølgelengden, eller frekvensen (f = 1/ bølgelengden). Frekvensen er også et uttrykk for hvor energirike fotonene er: E = h*f. (h er Plancks konstant). Det vil si at den elektromagnetiske strålingen som har korte bølgelengder har høy energi og høy frekvens.

Radiobølger er elektromagnetiske bølger med forholdsvis lav frekvens. Over denne finner vi mikrobølgene, videre infrarød stråling, som vi oppfatter som varme. Deretter kommer det synlige lyset. Den del av det synlige lyset med de laveste frekvensene oppfatter vi som rødt. I midten finner vi grønt, og over det finner vi det blå/ fiolette lyset. Videre kommer vi til det ultrafiolette lyset. Det er det som påvirker pigmentene i huden slik at huden blir mørkere. Over dette finner vi røntgenstrålingen, og videre gammastrålingen.

 

Emisjon og absorbsjon.

De fleste av oss vet at himmelen er blå på grunn av luftens store innhold av oksygen. Men hva er det eksakt som gjør at oksygenet farger himmelen blå? Lyset fra solen er hvitt; det inneholder like mye av alle farger. Men midt i det optiske spektret finnes de fotonene som har akkurat den energien som skal til for å løfte et elektron i oksygenatomet opp fra et skall til det neste. Ingen andre fotoner enn de som inneholder eksakt denne energien kan ha denne virkningen. Energien er, som før nevnt, proporsjonal med frekvensen. Det vil si at det er lys med en bestemt frekvens som har denne virkningen. Elektronenes skall representerer bestemte energi-tilstander. De laveste skallene krever lavest energi. Men kun et elektron kan besitte hver «plass», som representeres av et sett kvantetall. Av denne grunn vil elektronene «sloss» om de laveste skallene. Hvert skall, eller energitilstand, har bare plass til et begrenset antall elektroner. Det innerste skallet har plass til to. Når alle atomets elektroner har inntatt den lavest mulige energi-tilstand befinner atomet seg i sin grunntilstand, og der er det stabilt. Et foton med den riktige energien kan altså endre dette, ved at et elektron vil bli skjøvet utover til et skall lengre bort fra kjernen. Da befinner atomet seg i en eksitert tilstand. Men denne tilstanden er ikke stabil. Det vil si at atomet etter en tid vil falle tilbake til grunntilstanden. Dette skjer ved at elektronet faller tilbake, og i denne prosessen sender det ut (emitterer) det et foton. Dette fotonet har den samme energien som det første.

For oksygenets del skjer dette i den blå delen av lyset. Det betyr at den blå delen av lyset vil spres i alle retninger (fotonet blir emittert i en tilfeldig retning). Selve sola vil se gul ut, fordi en del av det blå lyset er borte (ellers ville den sett helt hvit ut). Denne effekten blir særlig stor når sola står lavt på himmelen, da ser den ofte rød ut. Det fantastiske fargespillet vi ofte kan se i horisonten en sommerkveld er altså et resultat av det samme fenomenet, nemlig oksygenets absorbsjon og emisjon av det blå lyset.

 

Regnbuen.

La oss til sist ta en eiendommelighet til med lyset. Vi vet at regnbuens farger skyldes at lyset fra sola brytes i vanndråpene. Som for alle andre bølger avhenger brytningsvinkelen av lysets bølgelengde. Det vil si at når det tilnærmet hvite sollyset treffer en vanndråpe vil resultatet være at lysstrålen i forskjellige vinkler avhengig av bølgelengde. Fargene blir dermed sortert. Lysbrytningen følger nøyaktige lover. Ved å utnytte denne effekten (i glass-prismer) kan vi altså få sortert lysets frekvenser i et kontinuerlig spektrum.

 

Nå gjør vi følgende: vi lar hvitt lys passere en gass f.eks. nitrogen og deretter undersøker vi dets spektrum (ved hjelp av et glass-prisme). Vi vil da oppdage at spektrumet er brutt på helt bestemte steder. Disse linjene, som kalles spektrallinjer (de er også kalt absorbsjonslinjer), tilsvarer altså energi-overgangene i nitrogenatomet. Hvert stoff har sitt eget karakteristiske mønster. Dette mønstret kan beregnes ved hjelp av ligningene til Ervin Schrødinger.

 

Så til stjernene.

Ved analyse av lyset fra stjernene finner vi igjen mange kjente stoffer. Det vil si at lyset, på sin vei fra stjernene til oss passerer gjennom forskjellige gasser. Men så oppdager vi det fenomenet at hele mønstret av spektrallinjer er forskjøvet den ene eller den andre veien. Det betyr at lys-bølgene enten er presset sammen, eller trukket ut. Edwin Hubble begynte i 1920 årene å lete etter sammenhenger i denne forskyvningen, og fant fort at nesten alle stjerne-spektra var forskjøvet mot rødt; bølgene var strukket ut. Det er dette vi kaller rødforskyvning. Men det var ikke dette som var den største oppdagelsen. Etter å ha sammenholdt graden av rødforskyvning med stjernenes antatte avstand fra oss, fant Hubble en sammenheng: jo større avstand, jo større rødforskyvning. Dette er det observerte fenomenet, rent konkret. Det er forresten interessant å legge merke til at Hubble sannsynligvis visste hva han ville finne, eller søkte spesielt etter denne sammenhengen. De dataene som forelå i 1929, da dette resultatet først ble kjent, var på langt nær nok entydig til at man kunne trekke den konklusjonen som Hubble gjorde, nemlig at det var en "omentrent lineær sammenheng". Steven Weinberg kommenterer dette slik:

 

"Nå må jeg jo si at jeg, etter å ha sett Hubbels data, ikke helt skjønner hvordan han kunne komme frem til denne konklusjonen - der synes ikke å være noen klar sammenheng i det hele tatt mellom galaksenes avstander og hastigheter (rødforskyvning tolket som doppler-effekt), bortsett fra en svak tendens til at hastigheten øker med avstanden. Faktisk ville vi heller ikke vente at disse 18 galaksene skulle oppvise noen nøyaktig proporsjonalitet mellom avstand og hastighet: de ligger alle for nær oss, den fjerneste av dem ikke lenger unna enn galaksehopen Jomfruen. Det er vanskelig å unngå den formastelige tanke at Hubble på forhånd visste hvilket svar han ville ha ut av sine data..."26.

 

Om det var intuisjon, filosofi, eller annet som ledet Hubble til sine konklusjoner, vet jeg ikke men Hubbles resultater er i alle fall blitt grundig bekreftet senere. Og tolkningene av dem er entydige. Rødforskyvningene tolkes som en doppler-effekt; stjernene er på vei bort fra oss, og hastigheten øker, jo lengre borte de er.

Dersom dette er den riktige tolkningen, er det altså ikke rart at Einstein ikke fikk sine ligninger til å gå opp uten å «skamfere» dem med en postulert frastøtingseffekt. Universet er ikke statisk, men tvert imot i en eksplosiv utvikling.

 

Finnes det svakheter med denne tolkningen?

Dette spørsmålet har jeg spurt meg selv i mange år, for dersom denne tolkningen ikke har brukbare alternativer, tvinges selv vi naive lekfolk til å forkaste vår forestilling om et evig eksisterende og harmonisk univers. Jeg kan logisk sett se to måter å saumfare dette kritisk på: det ene er å tvile på at astronomenes avstandsbedømmelser er riktige, det andre er å se etter andre forklaringer på rødforskyvningen enn doppler-effekt.

 

Avstandsmålinger.

Dersom astronomene tar grundig feil i sine avstandsmålinger er det klart at hele forutsetningen for Hubbles lov blir borte. Imidlertid ser det i dag ut som at astronomene er nokså sikre i sine anslag. Likevel ser jeg at der er nokså grove forskjeller i avstandsbedømmelsen fra 1920-årene til i dag. Et konkret eksempel er at Hubble, i 1920-årene anslo avstanden til Andromeda galaksen til 750 000 lysår, mens man i dag regner med 2,2 millioner lysår. Jeg nevnte tidligere at i Hubbles konstant i 1920-30 årene ble beregnet alt for høyt (170 kilometer i sekundet pr. million lysår) og at dette gav en alder på universet på ca. 2 milliarder år. Dette ble løst ved at avstanden til galaksene i 50-årene ble tidobblet. Dette er foruroligende fakta om astronomenes feilbedømmelser av avstander i vårt århundre. Dersom de har tatt så grundig feil før, hvilken garanti har vi for at de ikke fortsatt er langt ut på viddene? Et svar er at utviklingen innen astronomien har vært eventyrlig i løpet av denne perioden. Observasjonsområdet er utvidet dramatisk. Vi har fått mye kraftigere optiske teleskoper, og heler radio-astronomien er utviklet i løpet av denne tiden.

Der finnes flere metoder for å måle avstander. Den enkleste og mest forståelige metoden er den geometriske. Den går ut på at man måler en stjernes forandring i posisjon i forhold til bakgrunns-stjerner (fiksstjerner) over en periode på 1/2 år. Det vil si at vi studerer hvordan stjernens posisjon forandrer seg når jorden befinner seg på hver side av solen. Da vi vet avstanden jorden har beveget seg kan vi ved hjelp av stjernens forandring i posisjon finne toppunktet i en gigantisk trekant. Dermed kjenner vi nok data til å kunne beregne avstanden. Men naturlig nok begrenses denne metoden av avstanden, så den virker bare for stjerner som er meget nær oss. Det er imidlertid ingen grunn til å tvile på denne. Men den får ingen direkte betydning for Hubbles lov, fordi den bare kan brukes på noen få stjerner innenfor vår galakse. Men ut fra analyse av nære stjerner (spesielt sola) kan vi trekke slutninger om fjernere stjerner. Den neste metoden er den fotometriske. Styrken på det lyset som når oss fra stjernene avhenger av flere variabler. Det avhenger av avstand til stjernen og av stjernens temperatur. Dessuten avhenger det av hvor mye lys som blir absorbert av interstellart støv. Den lysstyrken vi mottar kan altså ikke brukes direkte som et mål på avstand. Teorien for å utnytte det mottatte lyset fra stjernene å måle avstand er noe komplisert, men jeg skal kort nevne de viktigste resonnementene.

Det kan utledes at den tilsynelatende lysstyrken (E)[20] er proporsjonal med den absolutte lysstyrken (I)[21] og omvendt proporsjonal med kvadratet av avstanden (R)[22] . Dette kalles belysningsloven.  I utgangspunktet er ingen av størrelsene i denne formelen kjent. Dersom det lyset vi mottar kun hadde passert gjennom vakuum ville det lyset vi målte være E. Men for å finne E må det kompenseres for det som er tapt i interstellart støv. Heldigvis inneholder lyset i seg selv informasjon om dette. Det viser seg nemlig at den interstellare materien sprer det kortbølgede lyset mer enn det langbølgede. Lys som har passert interstellart støv ser derfor rødere ut, og graden av rødfarging viser størrelsen på korreksjonen som må gjøres. Dermed har vi tak i E, men vi mangler fortsatt to størrelser. Her er vi selvsagt mest interessert i I, for det er avstanden vi skal måle. Her må vi inn på metoder for å finne I. Her må vi begynne med solen. Avstanden til solen er kjent. Den finnes ved hjelp av Newtons gravitasjonslover. Da vi kjenner avstanden, og kan måle E, finner vi også I. Dersom vi finner andre stjerner som ligner på solen, kan vi altså finne avstanden til dem, fordi vi kjenner I.

Ved å analysere spektrallinjene viser det seg at stjernene kan deles inn i grupper av ulike spektral-mønstre. Vi finner en mengde stjerner med mønstre som solen. Andre har helt andre mønstre. Det at spektral-mønstrene er like indikerer lik kjemisk sammensetning, det er igjen en indikasjon på at det er de samme kjernefysiske prosessene som foregår i disse stjernene. Inndelingen i spektralklasser er også en inndeling i overflate-temperatur. Av grunner, som jeg skal komme inn på senere, avhenger nemlig stjernenes farge av overflate-temperaturen. En stjernes farge finnes ved å finne ved hvilken bølgelengde lyset har maksimum energitetthet. Solen har sitt maksimum midt i området for synlig lys (grønt). Ut fra dette finner vi at overflatetemperaturen på solen er 5800K. Stjerner i samme spektralklasse som solen har også samme temperatur som den28. Vi har dermed tak i den absolutte lysstyrken(I), vi kan da også finne avstanden.

 

En tredje metode har jeg sett nevnt flere plasser uten å kunne funnet hvilke beviser den bygger på. Man finner nemlig en spesiell type stjerner hvor den tilsynelatende lysstyrken svinger opp og ned med konstante frekvenser. Stjernene kalles cepheider. Tiden mellom to lys-maksima (perioden) kan variere fra cepheide til cepheide fra 2 timer og opp til 40 døgn. Det hevdes at perioden har direkte sammenheng med absolutt lysstyrke. Jo lengre perioden jo er større er den absolutte lysstyrken.29 Ut fra dette kan man finne den absolutte lysstyrken ved å måle perioden. Det som gjør cepheidene spesielt interessant er at mange av dem er svært lyssterke, slik at de kan identifiseres i andre galakser. Det var faktisk oppdagelsen av cephider i Den lille Magellanske sky som førte til erkjennelsen av at spiraltåkene virkelig var egne stjerneverdener langt utenfor vår egen galakse.

 

En fjerde metode er å benytte seg av supernovaer. En supernova er en stjerne som eksploderer. I noen få uker sender den ut nesten like mye lys som galaksen den er en del av. Alle supernovaer av typen Ia sender ut lys på samme måte og fungerer derfor som en slags astronomisk standard. Metoden er brukt som en kontroll mot avstandsmåling ved hjelp av rødforskyvning30

 

Så spørs det i hvilken grad det er mulig å tvile på disse avstandsmålingene uten å ødelegge forutsetningene for all vitenskap.

Den geometriske metoden hviler først og fremst på forutsetningen at vi kjenner forholdene i vårt eget solsystem godt nok. Her er det ingen grunn til å tvile. Vi har allerede teoretisk nok forståelse til å kjenne planetbevegelsene i detalj, og vi har utnyttet dette til å sende romsonder temmelig nær alle planeter i solsystemet utenom Pluto. Å tvile på resten er det samme som å tvile på rommets, og geometriens natur i vår nærhet. Vi kan altså være sikker på at de stjerner som er observert innenfor en radius på 300 lys-år, virkelig har den avstanden som er målt.

 

Den fotometriske-metoden.

Ettersom alle andre stjerner og stjernetåker ikke forandrer innbyrdes posisjon idet jorden beveger seg rundt solen er det rimelig å anta at disse må ligge lengre borte enn 300 lysår.

Jeg kan se for meg følgende mulige områder man kan stille kritiske spørsmål angående dette resonnementet:

1.    Sammenheng mellom absolutt lysstyrke, temperatur og strålingsmaksimum (farge)

2.    Belysningsloven

3.    Sammenheng mellom spektralklasse og temperatur.

4.    Muligheten for ukjente forvrengninger av den elektromagnetiske strålingen.

De konklusjoner som er trukket angående sammenheng mellom temperatur og absolutt lysstyrke, og strålingsmaksimum (farge) kan det heller ikke være grunn til å tvile på. Denne konklusjonen er trukket på grunnlag av det vi vet om utstrålingen fra et hvert hulromslegeme[23]. Denne er kun avhengig av temperaturen, og er beskrevet i lovmessig form[24]. Ut fra vår viten om materie, temperatur og lysets natur, har vi også god teoretisk forståelse av dette.

 

Belysningsloven er det fullt mulig å bekrefte eksperimentelt, den er dessuten teoretisk utledet. Det er altså ingen fornuftig grunn til å tvile på denne.

 

Sammenhengen mellom spektralklasse og temperatur har jeg lurt litt på. Jeg går ut fra at mange stjerners strålingsmaksima kan måles direkte, dermed skulle det ikke være nødvendig å kjenne spektralklassen for å finne temperaturen. Jeg går også ut fra at det er ut fra måling av strålings-maksimum sammenhengen mellom temperatur og spektralklasse er funnet, ettersom det bare kategorisk slås fast at det er en klar sammenheng her. Jeg tenkte dessuten på hvilke konsekvenser det ville fått dersom det virkelig fantes en mengde stjerner, med samme spektral-mønster som solen som hadde helt forskjellig temperatur. Avstanden til disse stjernene ville da blitt feilbedømt alt etter hvor mye temperaturen avvek fra solen. Hvor lang tid ville det gått før man hadde oppdaget dette? Finnes det stjerner innenfor avstanden 300 lysår, som ligner solen, men som har en hel annen temperatur ville dette straks blitt oppdaget. Jeg tenker også på at de utallige dobbeltstjernene som finnes alle må kunne gi en dobbeltsjekk på om teorien er riktig. Vi kan da regne avstanden til begge stjernene som den samme. Sjekker man spektralklasse for begge stjernene må man altså beregne samme avstand for disse. Jeg tenker også på hele stjernesystemer, f.eks. Den lille Magellanske Sky, som ligger rett i nærheten av melkeveien. I den grad stjernene her kan skilles fra hverandre, må alle målinger gi omentrent samme resultat. Jeg kan ikke tenke meg at iallfall noe av dette er sjekket, og dersom forutsetningen er feil, ville astronomene ha oppdaget det for lenge siden.

 

Så var det muligheten for ukjente feilkilder. Ettersom det ser ut som at det er snakk om klart konsistente resultater hittil må i så fall disse ukjente feilkildene forvrenge likt over hele linja. Det vil si at avstandsmålingene iallfall er riktige relativt sett. Slike feilkilder kan da føre til at alle avstandene har det samme avvik. Men dette får ingenting å si for Hubbles lov, fordi vi fortsatt vet hvilke stjerner som er nær oss og hvilke som er fjernere osv.

 

Cephidene.

Jeg går ut fra at der er mange cephider observert i vår egen galakse. Jeg vet at det er observert at de lyseste cephidene har de lengste periodene. Jeg kan også tenke meg at man ved målinger av strålingsmaksima og spektralklasse for cephider i vår egen nærhet har funnet den absolutte lysstyrken for disse. Dermed har man kunnet trukket generelle konklusjoner om sammenhengen mellom periode og absolutt lysstyrke. Også dette ville ha skapt inkonsistens med de andre resultatene dersom de hadde vært feil.

 

Min lekmanns-konklusjon er da at astronomenes avstandsmålinger er velfundert og lite å tvile på. Med den mengden av astronomer som finnes, og med de utallige observasjoner som er gjort, med stadig sterkere teleskoper, må der hvis dette er feil, ha vært mye større intern debatt om dette. Denne finner jeg ikke. Det er bare jeg som har vært dum nok til å tvile på dette, og det skyldes uvitenhet.

 

Med denne aksepten må jeg altså trekke den konklusjonen at observasjonene viser at jo lengre borte stjernene er, dess mer rødforskyvning.

Graden av rødforskyvning er forresten også i seg selv en bekreftelse på at avstandsmålingene er riktige. Alle avstandsmålinger som er gjort, uavhengig av rødforskyvningen viser direkte sammenheng med denne. Om det ikke var avstanden som laget denne sammenhengen hva var det da? Tenk deg at du har 100 papirlapper, alle med forskjellig farge. Bak hver papirlapp finnes ett tall. Papirlappene er nummerert fra 1 til 100. Så, uten å kikke på numrene, fordeler du papirlappene i rekkefølge alt etter fargens plassering i spektrumet for hvitt lys. Etter at denne jobben var gjort, snudde du alle papirlappene, og her finner du at de er ordnet i rekkefølge fra 1 til 100. Dersom du hadde gjort feil ville du oppdaget det med en gang. Dersom avstandsmålingene var bare tull skulle man forvente at grupperingen av stjerner etter dette skulle bli helt tilfeldig. Men her har vi i det minste en fysisk bekreftelse på at grupperingen på ingen måte er tilfeldig. Kan vi tenke oss noe annen parameter enn avstand som skulle forårsake dette? Det er meget tvilsomt.

 

Hvilke alternative tolkningsmuligheter har vi?

Nå er tiden kommet til å begynne å tolke denne sammenhengen. Vi må begynne å se etter mulige kilder for rødforskyvning. Her er doppler-effekten den mest nærliggende, og det er denne tolkningen som ligger til grunn for konklusjonen om Big Bang.

Uansett hvordan vi vrir og snur på det må, iallfall en del av rødforskyvningen tolkes som hastighet. Når man beregner en galakses masse, gjøres dette på grunnlag av dens rotasjonshastighet. Denne finner man ved å måle forskjell i rødforskyvning innad i galaksen. Dette gir seg utslag ved at spektrallinjene er brede, eller diffuse. Innad i galaksen har altså noen stjerner større hastighet bort fra oss enn andre. Det er en klar indikasjon på at galaksen roterer. Vi må heller ikke glemme at stjerner i vår nærhet er blå-forskjøvet fordi de beveger seg mot oss. Dette må bli vanskelig å bortforklare. Teorien bak doppler-effekten av lyskilder i bevegelse er klar, og vi har sett effekten av den, så her er det ingen grunn til å tvile.

Men er all den rødforskyvningen vi ser utelukkende et resultat av dopplereffekt? Jeg har faktisk kommet over en mulighet til, men jeg skal innrømme at jeg aldri har sett noen drøfte denne seriøst. Ifølge Einsteins relativitets-teori vil nemlig lys som passerer et gravitasjons-felt bli påvirket av dette. For det første vil det endre retning, for det andre vil det miste energi, og vi vet hva det siste medfører; bølgelengden vil øke (E = hf). Vi vet altså at lys som passerer gravitasjonsfelt vil bli rødforskjøvet31. Og faktum er at ikke all rødforskyvning kan forklares som et resultat av doppler-effekt, det innrømmer astronomene32.

 

Observasjoner som skaper tvil.

Der er en del fremtredende astronomer som faktisk stiller seg tvilende til at rødforskyvningene virkelig er et uttrykk for doppler-effekt. Halton Arp, ved Hale-observatoriene, har påpekt at det finnes observerte galaksehoper der noen av galaksene har meget forskjellige rødforskyvninger fra de andre galaksene i hopen: dersom disse hopene - som er ansamlinger av galakser - kan disse rimeligvis ikke ha så store forskjellige hastigheter. Videre får vi et enda alvorligere problem dersom all rødforskyvning skal tolkes som doppler-effekt, det gjelder universets mest mystiske objekter, kvasarene. Noen av disse har enorme rødforskyvninger, opp til 400 %. Dersom disse kvasarene virkelig er så langt borte som rødforskyvningen indikerer måtte de stråle ut fantastiske energimengder for i det hele tatt å være synlige33. Dette har fått enkelte astronomer til å tvile på at kvasarene virkelig ligger så langt borte. Observasjoner som støtter dette synet er at noen kvasarer ser ut til å være bundet til enkelte vanlige galakser via en slags "bru". Kvasarene rødforskyvninger er imidlertid mye større enn de galaksene de ser ut til å være forbundet med. Det hevdes også at sammenfallende posisjoner mellom forgrunns-galakser og kvasarer er så usannsynlige at de må være fysisk forbundet.

De fleste astronomer tviler imidlertid på betydningen av de få sammenfallende posisjonene. Hvis kvasarene virkelig var blitt slynget ut fra galakser, burde noen av dem bevege seg mot oss, og være blåforskjøvet, noe som hittil ikke er observert. Andre, nyere observasjoner viser også kvasarer som har samme rødforskyvning som de kulehopene de befinner seg i34.

Dersom kvasarenes rødforskyvning skal tolkes som doppler-effekt betyr det at deres energi-produksjon må ha en naturlig forklaring. Variasjoner i lysstyrken fra kvasarene tyder på et de ikke kan være særlig store. Størrelsen på et objekt setter nemlig grenser for hvor hurtig det kan variere i lysstyrke, eller mer presist formulert: en lyskilde kan ikke variere i intensitet med en periode som er kortere enn den tiden det tar for lyset å krysse det området som kilden utgjør. La oss tenke oss en kule med en radius på 300 000 km (den avstanden lyset tilbakelegger i løpet av ett sekund) som øker i lysstyrke og så går tilbake til det normale på en brøkdel av et sekund.  Hvis en fjern observatør kunne se selve kulen, ville han se en skive som først ble lysere i midten og så stadig nærmere randen.  Fordi randen ligger lengre borte fra observatøren vil den se ut til å lyse opp et sekund etter sentrum av skiven, da ville skivesentret allerede ha falt tilbake til normal lysstyrke. Hvis lyskilden bare ses som et punkt vil økningen og reduksjonen i lyskilden oppheve hverandre, og vi ville aldri kunne observere det. Av dette må man trekke den konklusjonen at kvasarene ikke er store, noen er faktisk ikke større enn Saturns bane35. Men energiutstrålingen tilsvarer effekten fra tusen galakser. Den mest antatte teori for en så kraftig energiproduksjon er et sort hull[25] som er i ferd med å "spise" alle de stjerner som forviller seg i dens nærhet36.

 

En merkelig statistikk.

Den amerikanske astronomen W. G. Tifft har undersøkt en lang rekke galakser og kommet til et overaskende resultat: ikke alle rødforskyvninger er like hyppige, og det finnes spesielt mange med fartsforskjeller på 72 km/s (144 og 216 km/s osv.). Det er sagt at dette resultatet er helt uforståelig med vår nåværende astronomiske viten (1986). Det er da også antydet at det må dreie seg om feil-målinger. Men både Tifft og de andre har fortsatt målingene, og de ensartede resultatene ser ut til å være et faktum. Tifft kaller det for "kvantifiseringen av rødforskyvningen". Han har b.la også målt dobbelt-galakser og også der funne innbyrdes forskjeller i hastighet som et helt multiplum av 72 km/s. Også forskjellen i lyset fra sentrale områder i galaksen til de ytre områder har hastighetsforskjeller på 72 km/s. Den foreløpige holdningen blant astronomene var vent og se37.

Jeg har ikke klart å finne noe mere stoff om utviklingen i denne saken, så jeg vet ikke hvor den står i dag. Men alt dette tyder på at det ikke nødvendigvis er bare hastighet er årsaken til rødforskyvningen. Kan det tenkes at en del av den strålingen som når oss har passert kraftige gravitasjonsfelt? I så fall er strålingen også kraftig avbøyd. At dette skjer, er det flere observasjoner som tyder på. Avbøyningen av lys i et gravitasjonsfelt gjør at et massivt legeme kan fungere som en linse som lager at fokusert bilde av et fjernt objekt. Hvis de ikke ligger helt på linje vil lyset fra et kuleformet bakgrunns-legeme som passerer en massiv gravitasjonslinje, danne to sigdformede figurer. Et kjent eksempel på denne effekten er den såkalte dobbeltkvasaren 0957+561A og B. Astronomene mener dette er en eneste kvasar38. Men her kjenner jeg ikke til hvilken rødforskyvning dette medfører.

Dersom storparten av den rødforskyvning vi observerer skyldes gravitasjonsfelter kan det ikke skyldes normal gravitasjon fra kjente objekter, det må i så fall være gravitasjonsfelter som fordeler seg på en merkverdig måte i universet. Men å anta noe slikt er i strid med alle kjente teorier for gravitasjon, den er også i strid med alle observasjoner. For det første ville alt lys som passerte disse gravitasjonsfeltene bli avbøyd, dessuten ville alle massive objekter som kom i nærheten av disse feltene bevege seg på en måte som bli helt uforklarlig innenfor nåværende teorier. Ingenting av dette er observert.

 

Vi står da igjen med følgende valg: enten må vi godta at rødforskyvningen er et resultat av dopplereffekt, eller vi må anta at lyset fortsatt bærer på hemmeligheter vi ikke kjenner; fenomener som forårsaker rødforskyvning når lyset beveger seg over store avstander.

Det er ikke umulig at nettopp dette kan være tilfelle, men foreløpig er det ren spekulasjon; ingen teori, ingen observasjon støtter denne antakelsen. Det er et godt vitenskapelig prinsipp at man i det lengste prøver å forklare observerte fenomener ved hjelp av kjente og bekreftede lover og teorier. Det er derfor naturlig å trekke den konklusjonen at, ut fra det vi vet i dag, finnes det intet annet rimelig alternativ til tolkning av rødforskyvning enn doppler-effekt. Dette medfører igjen naturlig til den dramatiske konklusjonen at universet befinner seg i en tilstand av hurtig ekspansjon.

 

Observasjoner som støtter denne konklusjonen.

Hypotesen om at universet ekspanderer medfører i sin tur nye konsekvenser. Måten universet ekspanderer på medfører at det må ha en begynnelse. Vi har da også, med utgangspunkt i Hubbles konstant, beregnet universets alder. Vi har også sett at de første beregningene av denne type medførte alvorlige problemer for teorien. Disse problemene er nå eliminert ved at avstandsmålingene er korrigert. Ingenting i universet kan være eldre enn universet selv. Beregninger som astronomene har gjort på grunnlag av stjernes utvikling antyder at vår galakse er ca. 10-15 milliarder år gammel, en alder som stemmer godt med teorien. Også uavhengige målinger av radioaktive forekomster i jordskorpen (særlig uran-isotopene U-235 og U-238) antyder aldre i denne størrelsesorden. Nå er det vanskelig å tenke seg noen sammenheng mellom stjerners utvikling og radioaktive målinger, så denne sammenhengen er i seg selv en sterk indikasjon på at teorien er riktig39.

Dersom teorien er riktig medfører den også at stjerne/galakse-tettheten synker med tiden. Det betyr at vi tidligere må ha hatt mye større stjerne-tetthet i universet. Siden lyset som når oss fra fjerne galakser er svært gammelt, ser vi bakover i tid. Dette gir oss mulighet til direkte å observere universet slik det var når det var mye yngre enn nå. Ut fra dette skulle vi forvente at tettheten for galakser langt borte er større enn for nærmere områder av universet. Astronomene har telt antall radiogalakser og kvasarer med svakere og svakere stråling. Forutsatt at jo svakere en kilde er, jo lengre borte er den, finner man at disse objektene var flere eller sterkere, eller begge deler, enn nå40. Konklusjonen er iallfall at universet utvikler seg, og utviklingen skjer i henhold til Big-Bang-teorien.

 

Den kosmiske bakgrunnsstrålingen og tolkningen av den.

Først litt teori:

Alle legemer med temperatur over det absolutte nullpunkt (-273 grader) sender ut elektromagnetisk stråling. Dersom legemet ikke reflekterer stråling, er den strålingen det sender ut utelukkende avhengig av legemets temperatur. Denne strålingen kalles for termisk stråling.

Et legeme som ikke reflekterer stråling; det absorberer all stråling på alle bølgelengder kalles for et svart legeme[26]. Utstrålingen fra svarte legemer følger nøyaktig de lovene som gjelder for termisk stråling. I begynnelsen av vårt århundre gav Max Planck ut en teoretisk behandling av denne strålingen (Plancks strålings-lov). Det var da Planck innførte teorien om kvantifisering av strålingsenergien (fotoner). All termisk stråling sender ut elektromagnetisk energi (fotoner) på alle bølgelengder. Men energitettheten fordeler seg ulikt for de forskjellige bølgelengder. Figur 9.3.1 viser energifordelingen per areal og tid (energitetthet) som en funksjon av bølgelengden til strålingen fra et svart legeme, ved tre forskjellige temperaturer. Her er det viktig å merke seg at høyere temperatur gir høyere strålingsenergi, og at strålingen har et maksimum ved en bestemt bølgelengde (Ym) som avhenger av temperaturen. Wilhelm Wien fant at Ym og T er omvendt proporsjonale (Wiens forskyvnings-lov).

Nesten alle legemer sender ut stråling i det infrarøde området ved romtemperatur. Den infrarøde strålingen oppfatter vi som varmestråling. Vi kan føle varmen fra en kokeplate som holder en temperatur på 200-300 grader. Ved en temperatur på 500-550 grader vil vi kunne se et svakt rødlig lys. Når temperaturen øker blir fargen først oransje, deretter gul og hvit. Sveiseflammer er ofte så varme at de ser blå ut. Dette er fenomener vi kjenner fra dagliglivet, og som nå er beskrevet matematisk.

Det er interessant å merke seg at det var oppdagelsen av at all termisk stråling synker til null når bølgelengden går mot null, som førte til utviklingen av kvante-teorien. At strålingstettheten synker med økende bølgelengde var enkelt og forklare ut fra klassisk fysikk. Enkelt kan det sies slik at jo lengre bølgelengde, jo vanskeligere er det å få plass innenfor et gitt volum. Men ifølge klassisk fysikk var det intet som var i veien for at bølgelengdene ikke skulle kunne bli uendelig små. Men dersom det var tilfelle ville all termisk stråling sende ut uendelige energimengder med bølgelengder nært null. Dette er et paradoks, og vi vet at dette ikke skjer i praksis. Dette problemet lar seg løse dersom man tenker seg at strålingsenergien opptrer i separate enheter kalt kvanter, eller fotoner og at energien i hver kvant øker når bølgelengden avtar. Ved hjelp av statistisk mekanikk kan vi beregne at det for enhver temperatur vil eksistere en slags maksimumsenergi som øker proporsjonalt ved temperaturen; strålingsmaksimum. Det er vanskelig å produsere noen partikkel eller bølge som har større energi enn dette maksimum. Kvanter med høyere energier vil derfor bli mye sjeldnere, og derfor vil kurven falle drastisk for bølgelengder under strålingsmaksimum. Det er altså koblingen mellom bølgelengde og energi som løser dette problemet41.

Energien til et enkelt foton er imidlertid så liten sammenlignet med de energi-mengdene vi til daglig har med å gjøre at fotonene flyter sammen i en jevn strøm av energi; det klassiske bildet av stråling.

Stefan-Boltzmanns lov sier at den totale energitettheten i termisk stråling er proporsjonal med fjerde potens av temperaturen. Dette kan vises både teoretisk, og det kan observeres i praksis.

For å identifisere stråling som termisk, eller svart stråling må den altså for det første fordele seg som beskrevet i Plancks strålings-lov, hvor temperaturen beregnes ved hjelp av Wiens forskyvnings-lov, og den må ha en energitetthet som følger av denne temperaturen, gitt ved Stefan-Boltzmanns lov.

 

Som før nevnt følger strålingen fra stjernene vanligvis med god tilnærming lovene for termisk stråling, og vi kan derfor bruke disse lovene til å finne overflatetemperatur og absolutt lysstyrke.

 

Så til teoriene rundt den kosmologiske bakgrunnsstrålingen

I dagens univers kan fotonene reise i milliarder av år uten å bli forstyrret en eneste gang. Vårt univers er gjennomsiktig, og det setter oss i stand til å se objekter som ligger ufattelig langt borte. Dersom vi tar utgangspunkt i Big-Bang-teorien innser vi fort at det ikke alltid har vært slik. Vi vet at når en væske presses sammen øker temperaturen. På samme måte er det rimelig å anta at temperaturen i universet vil øke jo mer sammenpresset det er. Ved en gitt temperatur (ca. 3000 K) vil atom-kjernene ikke klare å holde på elektronene. Universet vil da bestå av ionisert gass (plasma). Under slike forhold vil fotonene stadig vekselvirke med elektroner, og som følge av det stadig bli spredt i alle retninger. I disse prosessene vil elektroner og fotoner stadig utveksle energi. Denne prosessen kalles spredning.

Et system hvor partiklene har tid til å gjennomgå mange vekselvirkninger med hverandre vil etter hvert nærme seg en likevektstilstand. Denne likevekstilstanden kalles varmelikevekt. Denne likevekten er av statistisk natur. Alle partikler som inngår i systemet vil stadig vekselvirke med andre; stadig endre hastighet, spinn energi osv. Men partiklenes gjennomsnittlige fordeling i forskjellige tilstander av energi, hastighet er konstant, eller den forandrer seg ubetydelig langsomt. Temperaturen er konstant i hele systemet, derav navnet varmelikevekt. Likevekten opprettholdes ved partiklenes spredning mot hverandre; dersom det er for mange (eller for få) partikler med en bestemt tilstand vil de stadige spredningene sørge for å senke (eller heve) antallet partikler med denne tilstanden inntil likevekten er nådd.

Man har utviklet en rekke sinnrike og kompliserte matematiske modeller som beskriver et system i varmelikevekt. Det er denne grenen av fysikken som kalles statistisk mekanikk. Ved hjelp av statistisk mekanikk kan det vises at et system i varmelikevekt kun er bestemt av temperatur, tetthet og en del bevarte størrelser (baryontall, leptontall og ladning). Det er derfor uavhengig av tidligere tilstander.

En viktig antagelse er at universet i tidligere tider har gjennomgått en serie av tilnærmede likevektstistander. Dette forenkler problemet på den måten at man slipper å trekke inn for mange vilkårlige antagelser som avhenger av tidligere tilstander. På den andre siden vil universets "erindring" om tidligere stadier være svært begrenset.42

Den kosmologiske bakgrunnsstrålingen antas å være en levning fra den tiden materie og stråling var i varmelikevekt. En følge av Big-Bang-teorien er altså at universet en gang i fortiden må ha vært så varmt og tett at atomene ikke har kunnet holde på elektronene, og at da var varmelikevekt mellom materie og stråling. Denne likevekten ble opprettholdt av spredningen av fotoner mot frie elektroner. Ettersom universet utvider seg vil temperaturen stadig synke og til slutt nå den magiske grensen på ca. 3000 K. Ved denne temperaturen vil atomkjernene og elektronene kunne gå sammen og danne atomer. De frie elektronene forsvinner altså og likevekten mellom stråling og materie blir brutt. Fotonene vil ikke lengre vekselvirke med materien, universet blir gjennomsiktig. Det som siden skjer er at avstanden mellom fotonene vil øke med universets utvidelse, og de vil bli tilsvarende rødforskjøvet. Dersom dette er riktig har den kosmiske bakgrunnsstrålingen alle egenskapene til rødforskjøvet termisk stråling.

 

Oppsummering.

Jeg oppfatter denne teorien å være svært kompleks, og innser raskt at jeg ikke har mulighet på nåværende stadium å gå den etter i sømmene. Men den ser ut til å være mye mer enn ren spekulasjon. Den har bemerkelsesverdig mange konsistente berøringspunkter med empiriske data. Vi har sett at den kosmiske bakgrunnsstrålingen ble forutsagt på en noe uklar måte. Likevel kan den utledes som en konsekvens av Big-Bang-teorien. Her er det to konsekvenser som er spesielt verdt å merke seg. Den ene har vi nevnt, og også delvis begrunnet, det er at bakgrunnsstrålingen følger egenskapene til termisk stråling. At strålingen virkelig har denne egenskapen er i dag empirisk bekreftet43.

Den andre konsekvensen er temperaturen på strålingen, som beregnes til rundt 3 K. Denne kan nemlig beregnes ut fra antatt kosmisk mengde av helium He. Som tidligere nevnt var det nettopp den store andelen av helium i universet (20-30 %) som felte den konkurrerende strøm-modellen. Nettopp dette forholdet at det er mulig å regne seg fra helium-mengde til temperatur og omvendt44 er kanskje den sterkeste indikasjonen som finnes på at Big-Bang-teorien faktisk er riktig. Den viser nemlig at der er sammenheng mellom to uavhengige kosmiske observasjoner, og at sammenhengen går vi Big-Bang-teorien. Ingen annen teori kan forklare denne sammenhengen. Sammenhengen er så pass klar at Steven Weinberg stiller spørsmål om hvorfor ikke noen foretok disse beregningene før 1965:

"Fra de observerte nåværende kosmiske mengder helium (ca. 20 - 30 prosent) og hydrogen (ca. 70- 80 prosent) ville man kunne ha trukket den slutning at kjernedannelsen måtte ha begynt ved et tidspunkt da nøytron-antallet hadde falt til ca. 10-15 prosent av kjernepartiklene i universet... Ved dette tidspunkt hadde universet en temperatur på ca. 1 milliard Kelvin-grader. Hvis man antar at kjernedannelsen begynte da, kan man gjøre et omtrentlig anslag for kjernepartikkeltettheten ved temperaturen 10^9 K, mens fotontettheten ved denne temperaturen kan beregnes ut fra de fysiske lover men vet gjelder for svart stråling (termisk stråling). På denne måten ville man kunne finne forholdet mellom antall fotoner og antall kjernepartikler ved dette tidspunktet. Men forholdet forandrer seg ikke med tiden og vil derfor være det samme i dag. Man kan da bruke dette og den observerte tetthet av kjernepartikler i det nåværende univers til å beregne den nåværende foton-tetthet i universet; derav følger øyeblikkelig at det må eksistere en kosmisk strålingsbakgrunn med en nåværende temperatur et sted mellom 1 og 10 K"45.

 

Anslag for massefordeling mellom hydrogen og helium ble foretatt allerede i 50 årene, så utgangsdata forelå. Sannsynligvis er det denne sammenhengen som er det mest avgjørende bevis for Big-Bang-teorien. Imidlertid er ikke dette beviset det sterkest mulige. Teorien forutsier nemlig også en annen type kosmisk bakgrunns-stråling, som dersom den hadde blitt observert hadde satt til side enhver tvil. Det er den såkalte nøytrinostrålingen. Ut fra de samme resonnementer som for fotoner følger det at vi i dag skal ha en bakgrunnsstråling av nøytrinoer på ca. 2K. Men dessverre har nøytrinoet så svak vekselvirkning med resten av materien at man i dag ikke har noen metode for å kunne observere dette46.

 

 

Utviklingen av det tidlige univers.

Når vi følger universets historie bak i tid og temperatur og tetthet øker begynner antall vesentlige hendelser å skje så hurtig at historien må beskrives i kortere og kortere tidsintervaller. Man opererer med minutter, sekunder, brøkdelen av sekunder. Slik følger man universets historie tilbake til milliontedels sekunder etter begynnelsen.

Det som hele tiden vil begrense muligheten til å kikke videre bak mot begynnelsen er vår viten om de krefter og partikler som eksisterer ved de stadig høyere temperaturer. Fysikerne regner med at der er sammenheng mellom de naturkreftene vi kjenner i dag. I forrige århundre begynte Maxwell på den lange veien å forene teoriene om de forskjellige kreftene. Han forente den elektriske og den magnetiske kraften i en teori; den elektromagnetiske kraften. Drømmen er å kunne forene alle de fire naturkreftene på lignende måte. Den svake kjernekraften og den elektromagnetiske er forent i den elektrosvake kraften. Videre regner man med at ved å gå ytterligere opp i energi kan forene først den elektro-svake kraft med den sterke kjernekraften og deretter forene denne med gravitasjonskraften. Det er viten om hva som skjer når vi kommer opp i så enorme energier som kan fortelle om de tidligste tilstander i universet.

 

Oppsummering av noen viktige forutsetninger:

 

Varmelikevekt

Ifølge big-bang-teorien har universet i den tidlige utvikling befunnet seg i en tilstand av tilnærmet varmelikevekt. Dette er en svært viktig forutsetning, fordi den forenkler problemet med å rekonstruere hva som hendte i de første minuttene. Grunnen er at man ikke trenger å vite noe om universets forhistorie for å kunne si hvordan den videre utviklingen vil bli. For å oppsummere raskt er varmelikevekt er en tilstand som er slik at det gjennomsnittlige antall partikler som har en vilkårlig hastighet, spinn osv. er konstant i tid. Et hvilket som helst fysisk system vil, dersom det får utvikle seg uforstyrret tilstrekkelig lenge, nærme seg en tilstand av varmelikevekt47.

 

Noen viktige bevarte størrelser.

Når kollisjoner eller andre prosesser bringer et system i varmelikevekt er det alltid noen størrelser som bevares. F.eks. vil den totale energi som inngår i systemet alltid forbli konstant. En slik verdi kan ikke utledes av betingelsene for varmelikevekt, den må bestemmes på forhånd. Det er filosofisk interessant å merke seg at en del (kanskje alle) slike konstanter fungerer som en slags bokholderi, størrelser som er funnet på for å kunne føre regnskap med elementene i systemet.

 

Et eksempel

I vann foregår der en kontinuerlig prosess hvor vannmolekylet splittes opp i et hydrogen-ion og et hydroksyl-ion., dvs.Like ofte skjer den motsatte prosessen: .  For hver gang et vannmolekyl forsvinner oppstår et hydrogen-ion, følgelig må summen av disse alltid være konstant; dersom vi har X  og Y H vil alltid X + Y = K1 (hvor K1 er en konstant). Det samme gjelder selvfølgelig for summen av antall hydroksyl-ioner (Z) og vannmolekyler (X), altså Z + X = K2. Dessuten vil det alltid forsvinne et H for hver  som forsvinner; Y - Z = K3.  I dette tilfellet trenger vi bare to konstanter for at systemets forholdstall skal være entydig bestemt. Den tredje kan alltid utledes av de to andre (f.eks. K1 - K2 = Y + X - Z - X = Y - Z = K3). Det er verdt å merke seg at uten slike bevarte konstanter var det ikke mulig å sette opp ligninger. I ethvert regnskap er det en forutsetning at aktiva stemmer med passiva. Dersom dette ikke var tilfelle var det umulig å sette opp regnskap. Tenk om et kronestykke en dag var en krone, den neste 3 kr osv. I en slik verden var regnskap umulig. Det som er filosofisk interessant her er at alle ligninger er basert på en eller annen form for mengde-konservasjon; at der er visse mengder (enten generert av fornuften - abstrakte mengder- , eller fysiske konkrete mengder) som forblir konstant gjennom enhver prosess. Dette er igjen basert på at reell skapelse eller tilintetgjørelse, ikke forekommer innen systemet, bare omdannelse. Dersom et firma begynner å produsere falske penger, og uten videre forbruker disse på vanlig måte, vil dette straks fremkomme i regnskapet, som ikke lengre vil balansere.

I denne sammenheng er det tre slike bevarte størrelser som er av vesentlig betydning:

 

Ladning.

Summen av all ladning i universet er lik null. Vi kan danne eller tilintetgjøre partikkelpar med motsatte ladninger, men det finnes ingen kjente prosesser som produserer netto ladning. Man er temmelig sikker på at denne bevaringsloven gjelder. For det første er hele Maxwell-teorien for elektrisitet og magnetisme basert på den. Dessuten er det gode grunner til å anta at størrelsen må være null: dersom både jorden og solen hadde et bitte lite overskudd av samme ladning (f.eks. positiv), på en billion-billion-billiontedel, ville frastøtingskraften være større enn gravitasjonskraften.

 

Baryontall.

Barrioner er en fellesbetegnelse på kjernepartiklene og deres anti partikler, pluss visse tyngre partikler som kalles hyperoner, og deres antipartikler. Baryoner og anti-baryoner dannes og tilintetgjøres i par, på samme måte som elektroner og positroner. Baryontallet er det totale antall baryoner minus det totale antall anti-baryoner. Det er verdt å merke seg at det ikke er noen fysiske egenskaper som forbinder baryonene med hverandre. Denne grupperingen av partikler er et "bokholderi-påfunn". Det er det samme som om vi skulle gi H2O og OH et felles navn.

I og med at universets størrelse er ukjent (kanskje er det uendelig), er det praktisk å angi baryontallet i forhold til antall fotoner. Det kan nemlig vises at dette forholdet forblir konstant. De eneste stabile baryoner er kjernepartiklene; protoner og nøytroner. Nøytronene er stabile så lenge er bundet i atomkjernene. Man her heller ikke observert antimaterie, direkte eller indirekte i universet. Det er derfor god grunn til å anta at baryontallet ligger meget nær antall kjernepartikkel pr. foton. Dette tallet er satt til ca. 1 kjernepartikkel pr milliard fotoner. Begrunnelsen for dette tallet kan jeg ikke finne, bortsett fra at der er antydet en øvre og nedre grense. Øvre grense er 20-milliarder fotoner pr. kjernepartikkel, som representerer ca. det dobbelte av den kritiske massetetthet i universet. Her er det universet utvidelseshastighet som ligger til grunn. Den nederste grensen er satt til 100 millioner er et lavt anslag for den materietetthet som observeres i dag. I praksis gir et slikt anslag det bemerkelsesverdige resultat at det i det tidlige univers fantes et netto overskudd av materie i forhold til anti-materie. Det fantes en milliard-del mer materie enn antimaterie. Ettersom tiden gikk ble all anti-materie tilintetgjort i kollisjoner med materie, og vi ble sittende igjen med det lille overskuddet, som i dag utgjør alle galakser, stjerner, planeter og deg og meg. Det har imidlertid været antydet at dette tallet i virkeligheten er null, slik at det må finne like mye antimaterie som materie i universet i dag. Problemet med denne teorien er imidlertid at antimaterie ikke er observert i universet, heller ikke den type stråling som oppstår når store mengder antimaterie tilintetgjøres i kollisjon med materie. Et annet problem er hvordan det kan ha seg at vi (heldigvis for oss) befinner oss i et område av universet med ren materie. Hvordan ble materien og antimaterien skilt fra hverandre?

Men den andre løsningen inneholder kanskje dypere og mer gåtefulle problemer. Hvordan har dette overskuddet i det hele tatt oppstått? Et av argumentene for å hevde at den totale ladning i universet er null er at vi ikke kjenner noen prosess som skaper netto overskudd av ladning. Skal vi forbli konsekvente må vi bruke samme argument på baryontallet. Hele forutsetningen for dette tallet er jo at alle prosesser som kan tenkes å skape ubalanse i forholdet materie, antimaterie aldri kan forekomme. Vi kjenner kun en prosess som kan skape materie, men denne skaper like mye antimaterie. Resultatet er at vi må anta at dette overskuddet av materie i universet må ha blitt skapt ved prosesser som er ukjente for oss i dag. Men dersom det finnes slike prosesser er ikke loven om baryontallets konstans ikke lengre allment gyldig i alle sammenhenger. Det er den slutningen man kan trekke ut av en vesentlig forutsetning for big-bang-teorien. Det aner meg at jeg her har påtruffet et alvorlig problem for denne teorien.

 

Lepton-tallet.

Elektroner, myoner, og nøytrinoer har felles-betegnelsen leptoner. Deres anti-partikler kalles for anti-leptoner. Leptonene har leptontall + 1 for hver partikkel. Antileptonene har leptontall - 1 for hver partikkel. Bevaringsloven sier da at det totale leptontall, som er summen av leptontallene for hver av partiklene, er konstant. Igjen bør det nevnes at fellesbetegnelsen leptoner er et bokholderi-knep.

I og med at den totale ladningen i universet er null vet vi at der må finnes like mange elektroner + anti-protoner som positroner + protoner. I og med at vi regner med at det finnes svært lite eller ingenting anti-materie kan vi se bort fra anti-protoner og positroner, og vi kan slutte at det må finnes omentrent like mange elektroner som protoner. Protonene utgjør 87 prosent av kjernepartiklene, antall elektroner pr. foton må da bli omentrent det samme. Men når det gjelder nøytrinoene, som også regnes med i leptontallet er anslagene svært usikre. Man kan antyde en øvre grense for nøytrinotettheten på grunnlag av hastigheten i visse kjerne-nedbrytningsprosesser og igjen av universets utvidelseshastighet, men denne grensen er svært høy. Det er slett ikke umulig at det kan finne like mange nøytrinoer som fotoner i universet. Likevel er begrunnelsen for å velge dette tallet basert på en analogi: baryontallet pr. foton er meget lite, så hvorfor skulle ikke dette også gjelde for leptontallet? Dette er en av de mest usikre antagelser som big-bang-teorien er basert på. Heldigvis, for teorien, er det slik at selv om dette er feil, vil det bare medføre marginale endringer i modellen48.

 

Universets utvikling steg for steg.

Vi er nå klare for å se på universets utvikling i de første 700000 år. Dette gjør vi ved å beskrive tilstander og hendelser ved forskjellige viktige tidspunkter.

 

Tiden før det første hundredels sekund etter begynnelsen.

Dette tidspunktet er meget gunstig valgt. Etter dette tidspunktet finnes bare leptoner (elektroner, fotoner, nøytrinoer; de lette kjernepartikler) som frie partikler. Temperaturen, som er lavere enn 100 milliarder kelvin-grader, er ikke høy nok til at hadroner (de tunge kjernepartiklene) kan skapes og tilintetgjøres. Denne terskeltemperaturen kan man regne ut ved å dividere partikkelens hvileenergi[27] på Steffan-Boltzman's konstant. Når temperaturen stiger over denne terskelen vil også disse partiklene skapes og tilintetgjøres i store mengder. De vil komme i varmelikevekt med resten av universet. Men her dukker det opp alvorlige problemer fordi sterke vekselvirkninger (vekselvirkninger mellom hadronene) er uhyre kompliserte å beregne[28]. Dette er da også grunnen til at man er usikker på tiden før det første hundredels sekund. Det må bli mye teori og spekulasjoner.

Det finnes grovt sett to forskjellige oppfatninger. Jeg har tidligere nevnt at der finnes to grunnfilosofier innenfor kjernefysikken49. Den ene er bootstrap-oppfatningen; den som i sin ytterste konsekvens benekter enhver fundamental størrelse i naturen. I praksis, i kjernepartikkelfysikken, gir dette seg utslag i at hadronene (protonene, nøytronene, mesonene; de tunge kjernepartikler) regnes å bestå av hverandre, og ikke av elementærpartikler (for eksempel kvarker). Ifølge noen teorier av denne typen finnes det ingen grenser for hvor mange partikkeltyper som kan skapes bare energitettheten blir høy nok. Dette fører til at et stadig større antall av forskjellige typer av partikler vil opptre etter hvert som vi går bakover og temperaturen når nye høyder. Men dette i seg selv viser seg også å kunne gi en meget enkel løsning. Etter hvert vil all energien gå med til å skape nye partikkeltyper, og temperaturøkningen vil etter hvert begrense seg selv. Vi når en maksimumstemperatur. Altså finnes det i følge denne teorien en maksimumstemperatur som aldri kan overstiges, på samme måte som det finnes en minimumstemperatur (- 273 grader celsius). Denne temperaturen er beregnet av bl.a. Steven Weinberg til ca. 2 billioner kelvin-grader ()50. Etter hvert som vi går bakover nærmere og nærmere begynnelsen vil altså temperaturen stige mot denne maksimumsverdien som nås ved begynnelsesøyeblikket: et tidspunkt med uendelig stor energitetthet.

 

Ifølge den andre filosofien består hadronene av kvarker. Vi husker at kreftene som virker mellom kvarkene har den eiendommeligheten at de øker med avstanden. Man antar også at dersom kvarkene kommer nær nok hverandre vil kreftene mellom dem forsvinne. Dette medfører at når tettheten blir stor nok i universet vil hadronene oppløses og kvarkene vil eksistere som frie partikler. Ifølge denne teorien vil universet på dette stadiet bestå av leptoner, anti-leptoner og kvarker, anti-kvarker. Et problem med denne teorien er at den forutsier at det burde finnes en rest av frie kvarker fra denne tiden i vårt univers i dag. Den sovjetiske astrofysikeren Zeldovich har anslått at det faktisk burde være like mange frie kvarker som gull atomer i universet51. Hittil er det imidlertid ikke observert en eneste fri kvark. Dette kan ha sammenheng med det generelle problemet med kvarker; nemlig at det ikke lar seg frigjøre i det hele tatt52.

 

Har universet gjennomgått en fase-overgang?

Jeg har nevnt at problemet med å forene den elektromagnetiske kraften med den svake kjerne-kraften anses for å være løst. Grovt sett kan vi si at den svake kjernekraften er den som styrer de radioaktive nedbrytningsprosesser. Mer generelt kan vi si at enhver vekselvirkning med nøytrinoer er en manifestasjon av den svake kjerne-kraften. På samme måte som den elektromagnetiske kraften skyldes vekselvirkninger med fotoner skyldes den svake kjernekraften nøytrinoer. Men disse kreftene er likevel vesensforskjellige i styrke og rekkevidde.

Til tross for denne forskjellen har man lenge ant at der finnes en dypere sammenheng mellom disse to kreftene. En teori fremsatt Abdus Salam og Steven Weinberg (uavhengig av hverandre) som forente disse to kreftene gjorde forutsigelser som senere er blitt bekreftet ved eksperiment53. Teorien bygger på den ideen at der i naturen eksisterer høy grad av symmetri. Men dersom dette skulle gjelde fullt ut skulle disse to krefter være like sterke. Av denne grunn har man lurt på muligheten av at universet en gang på dette tidlige stadium gjennomgikk en såkalt fase-overgang. Weinberg bruker en analogi for å beskrive dette: Når vann er flytende eksisterer det høy grad av homogenitet. Vannmolekylene er fritt bevegelige og kan eksistere hvor som helst i vannet med like stor sannsynlighet. Når vannet går gjennom en fase-overgang; det fryser, brytes denne homogeniteten, eller symmetrien. Vannmolekylene bindes i krystaller. Etter dette er sannsynligheten for posisjon til vannmolekylene svært ulikt fordelt.

På samme måten kan man si at da universet "frøs" ned når universets temperatur sank under ca. 3000 billioner grader gikk en symmetri tapt; symmetrien mellom svake og elektromagnetiske felter. Denne tanken er fasinerende for den indikerer en del underlige muligheter. Tenk om symmetrien hadde blitt brutt på en helt annen måte. I det hele tatt kan vi takke den elektromagnetiske kraften for at universet i det hele tatt ser ut som det gjør. Kan det være at symmetrien ble brutt forskjellig i de forskjellige områder av universet? I så fall finnes det områder med andre naturkonstanter en de vi kjenner fra vårt område, med de enorme komplikasjoner det medfører.

 

Teorien om det inflasjonære univers.

Disse ideene er også blitt videreført i en mer omfattende og meget interessant teori om universets tidige utvikling. Den teorien kalles "teorien om det inflasjonære univers" og ble første gang fremsatt av den amerikanske fysikeren Alan Guth, og senere videreutviklet både russere og amerikanere.

Selv om teorien enda har mange mangler er det meget fasinerende å lese om den. Man anser også at det er mulig å løse materie/antimaterie problemet gjennom denne teorien. Teorien går tilbake til den tid da det eksisterte bare to naturkrefter. Det er gravitasjonskraften og de andre tre naturkreftene forenet. Det har i tidsrommet s - s eksistert symmetri mellom disse to kreftene. Etter denne tiden gjennomgikk universet den før nevnte fase-overgangen. I tiden før dette skjedde det noe dramatisk. Fra ca.s til s var den symmetriske tilstanden på en måte underavkjølt. Denne tilstanden kaller fysikerne for "falsk vakuum" (selv om man ikke skal legge for mye i uttrykket 'vakuum'). I dette falske vakuumet var tyngdekraften en frastøtende kraft, og denne tilstanden fikk universet til å utvide seg meget raskt. I løpet av den korte tiden det falske vakuumet varte utvidet et område som var millioner av ganger mindre enn en atomkjerne til et område som var langt større enn det universet vi kjenner i dag. Dette strider tilsynelatende mot relativitets-teorien, men ingen partikkel fulgte med i denne utvidelsen, det var rommet selv som utvidet seg.

Igjen er analogien med vann som fryser nyttig. Temperaturen på dette tidspunktet var i realiteten for lav til å holde på symmetrien. Likesom det i underavkjølt vann kan oppstå iskrystaller slik oppstod det bobler i det falske vakuumet. I disse boblene er symmetrien brutt, f.eks. slik at vi fikk de fire naturkreftene i vår lokale boble. Av dette følger at det kan finnes utallige andre bobler, og dermed utallige andre universer. Det har vært antydet at den boblen vi tilhører har en størrelse på . Med andre ord er den del av universet som vi kan observere (kanskje 10 - 15 milliarder lysår) bare en forsvinnende liten del av vår lokale boble. Grunnen til at vi ikke ser resten er enkelt og greit at lyset fra disse områdene ikke har nådd oss enda. I et slikt perspektiv krymper vår lille jord faretruende.54

 

Ettersom vi beveger oss bakover mot begynnelsen dukker nye problemer og eiendommeligheter opp. Hittil har gravitasjons-kraften vært så svak på det subatomære nivå at vi har kunnet se bort fra den. Gravitasjonskraften utmerker seg med at den er meget svak i forhold til de andre kreftene. Gravitasjonskraften mellom et elektron og kjernen i et hydrogenatom er faktisk  mindre enn den elektriske kraften mellom dem. Dersom vi går tilbake til s etter begynnelsen er denne imidlertid blitt så sterk at den kan skape partikler. Går vi helt tilbake til temperaturen er så høy som K er gravitasjonskraften mellom partiklene like sterk som en hvilken som helst annen kraft. Vi befinner oss nå s (dette er den såkalte Planck-tiden) etter begynnelsen, og her forsvinner oversikten fullstendig. Ved slike temperaturer vil det opptre mange merkelige fenomener. Gravitasjonskreftene vil produsere partikler fra vakuum i store mengder. Men selve ideen om en partikkel i denne fasen har sannsynligvis mistet sin mening. Universets horisont (den maksimale avstand man kan motta informasjoner fra) vil på dette tidspunktet være mindre enn bølgelengden av en typisk partikkel. Grovt kan vi si at enhver partikkel i denne fasen er like stor, eller større enn det observerbare univers. Nærmere kommer vi ikke, det hele ender opp i paradokser.

Bokmerke

 

Etter det første hundredels sekund.

Ved dette tidspunktet er temperaturen ca. 100 milliarder kelvin-grader. Denne temperaturen er godt under terskeltemperaturen for alle partikler med sterke vekselvirkninger. Universet er nærmest i fullstendig varmelikevekt. Bare leptonene eksisterer i stort antall fordi temperaturen ligger over deres terskel-temperatur. I denne tilstanden er universet enklere å beskrive enn det noen gang vil bli igjen. Hva som skjedde før dette tidspunktet er uvesentlig. Alt vi trenger å vite er at de bevarte størrelsene - ladning, baryontall og leptontall, - enten er null eller ubetydelig små. Universet er i rask utvidelse. Det fordobler sin størrelse for hvert 0,02 s. Det er kanskje på sin plass å etterspørre hva som egentlig menes med utvidelseshastighet i denne sammenheng. I og med at vi i dag ikke vet noe om universets størrelse er det fullt mulig å anta at universet er uendelig. Dette sier ikke big-bang-teorien noe om. Men hvordan kan det ha noen mening i å snakke om utvidelsestid i et uendelig univers? På en måte er det. Det vi egentlig snakker om er at tettheten i universet minker. Tettheten av f.eks. fotoner minker på samme måte som om volumet skulle øke. Noe som igjen fører til at temperaturen synker, omvendt proporsjonalt med størrelsen. Utvidelseshastigheten faller proporsjonalt med annen potens av temperaturen.

I og med at temperaturen er langt over terskeltemperaturen for leptoner, er disse i varmelikevekt; det skapes like mange av dem som det tilintetgjøres i stadige kollisjoner. Disse partiklene vil, i likhet med fotonene oppføre seg som ren stråling. Derfor er energitettheten 4 1/2 ganger høyere enn ren elektromagnetisk stråling ved samme temperatur. Den er beregnet til ca. elektronvolt pr. liter, det er 3,8 milliarder mer en tetthet av vann under normale forhold her på jorden. ( I og med at energi og masse egentlig er det samme,, kan energitetthet regnes om i massetetthet). Hver liter av den materien som denne energien tilsvarer vil altså veie 3,8 milliarder kilo.

Det finnes et lite antall kjernepartikler på dette tidspunktet - ca. en kjernepartikkel pr milliard fotoner. For å kunne beregne mengden av de kjemiske grunnstoffene som vil dannes senere er det nødvendig å kjenne forholdet mellom antall protoner og nøytroner. På grunn av den høye energien til leptonene vil der forekomme hyppige kollisjoner mellom kjernepartiklene og disse. Dette resulterer i en stadig omdannelse fra protoner til nøytroner og motsatt. De viktigste prosessene her er:

 

anti-nøytrino + proton  positron + nøytron.

nøytrino + nøytron  elektron + proton.

 

Da vi regner med at der er like mange nøytrinoer som anti-nøytrinoer, og like mange elektroner som positroner, er det grunn til å anta at begge disse prosessene går like raskt. Dette sammen med kravet til likevekt medfører at vi kan anta at det er like mange protoner som nøytroner tilstede i universet på dette tidspunktet.

 

Etter CA 0,11 sekunder er denne balansen forrykket. Temperaturen som da er falt til CA 30 milliarder kelvin-grader, er nå så pass lav at det er merkbart lettere for nøytroner å omdannes til protoner enn omvendt. Man kan anslå forholdet på dette tidspunktet til å være ca. 38 prosent nøytroner og 62 % protoner. Det er fortsatt alt for varmt til at kjernepartiklene kan gå sammen og danne atomkjerner.

 

Tiden rundt 1,09 sekunder.

Temperaturen er nå sunket til ca. 10 milliarder kelvin-grader. Rundt dette tidspunktet faller nøytrinoene (og anti-nøytrinoene) ut av varmelikevekt med resten av materien. Det betyr at heretter vil ikke nøytrinotemperaturen påvirkes av annet enn den generelle utvidelse av universet. Bølgelengden vil utvide seg proporsjonalt med utvidelsen av universet. I det øyeblikket «utkoblingen» skjer, er nøytrinotemperaturen lik foton-temperaturen, men da elektroner og positroner fortsatt er i varmelikevekt med fotonene har fotontemperaturen fortsatt mulighet til å bli påvirket av disse. Vi skal snart se at det er nettopp dette som skjer. Vi vil dermed få en forskyvning mellom foton-temperaturen og nøytrino-temperaturen.

Energitettheten i universet er nå 380000 ganger større enn tettheten av vann. Utvidelsestiden er 2 sekunder. Nøytronene fortsetter å omdannes til protoner ved en prosess som er raskere enn den motsatte. Balansen er nå forskjøvet til 24/76.

 

Tiden rundt 13,82 sek.

Temperaturen er nå kommet ned i ca. 3 milliarder kelvin-grader. Nøytron/proton-balansen er nå 17/83.

Vi er nå kommet under terskeltemperaturen for elektroner og positroner. Fra nå av vil skapelsen av nye elektron/positronpar stoppe opp, mens tilintetgjørelsen vil fortsette som før. Det betyr at antallet elektroner/positroner pr foton raskt vil synke. I denne prosessen frigis det energi, og temperaturfallet i universet vil bli midlertidig bremset opp. Dette gjelder som før nevnt ikke nøytrinoene. På dette tidspunktet er fotonene 8 % varmere enn nøytrinoene.

Temperaturen er nå også lav nok til at He4 kunne eksistere, men dannelsen av dem blir umuliggjort av følgende grunn:

Ved den raske utvidelsen av universet kan atomkjerner bare dannes ved en serie av to-partikkel-kollisjoner. Vanlig helium (He4) kan dannes ved slike kollisjoner mellom nøytroner og protoner på følgende to måter: 

 

 

                              

 

                             

 

Imidlertid kan ikke denne reaksjonen komme i gang fordi deutrumkjernen () er for svak til å kunne eksistere ved denne temperaturen. Den ville simpelthen bli revet i stykker med det samme den ble dannet. Selv om tritium () og helium-isotopen ( )også er svakere enn (), er det deutrum som er flaskehalsen her, fordi den er kjedens svakeste ledd.

 

Tiden rundt 3 minutter og 2 sekunder.

Temperaturen er nå 1 milliard kelvin-grader. Hovedbestanddelene i universet er fotoner og nøytrinoer. Elektroner og positroner er for det meste forsvunnet. Som en følge av tilintetgjørelsen av elektroner og positroner er fotonene nå 35 % varmere enn nøytrinoene. Det begynner å dannes  og , men prosessen går langsomt fordi deutrum-flaskehalsen fortsatt er i virksomhet.

Nøytron / protonbalansen er nå forskjøvet til 14/86. Kollisjoner mellom protoner/protoner med elektroner/positroner er nesten stoppet opp. Imidlertid må vi nå også ta hensyn til at frie nøytroner er ustabile. De har en halveringstid på 15 minutter. Det brytes ned 10% nøytroner for hvert 100 sekund. I og med at de tidsrommene vi nå snakker om er så pass store vil denne prosessen få innvirkning på nøytron/proton-balansen. (Vi må imidlertid ikke glemme at nøytronet er en stabil partikkel så lange den er bundet i atom-kjerner. Dette på grunn av de sterke kjernekreftene. Hadde ikke det vært tilfelle hadde verden sett mye annerledes ut.)

Litt senere, når temperaturen er sunket noe under 1 milliard kelvin-grader skjer det noe dramatisk: det er kaldt nok til at deutrium-flaskehalsen oppheves, noe som medfører at alle de gjenværende nøytronene meget raskt går sammen med protoner og danner heliumkjerner. Nøytron/proton-balansen er da 13/87, og siden det medgår like mange protoner i prosessen vil ca. 26 % av alle kjernepartikler i universet være bundet i heliumkjerner. Tidsangivelsen for denne hendelsen er noe usikker. Grunnen til dette er at antall kjernepartikler pr. foton vil virke inn på ved hvilken temperatur dette skjer. Som før nevnt er dette tallet usikkert. Dersom det er som vi antok ca. en kjernepartikkel pr. milliard fotoner vil dette skje ved ca. 900 millioner kelvin-grader, som tilsvarer 3 minutter og 46 sekunder. Dersom tettheten av kjernepartikler pr foton var litt høyere vil prosessen starte litt tidligere, noe som igjen medfører at færre nøytroner er omdannet til protoner. Dette ville da medført at prosentandelen av  ville blitt høyere, men den ville neppe overstige 28 %.

Imidlertid vil ikke tyngre kjerner enn  dannes fordi der finnes andre flaskehalser i kjerneproduksjonen: der finnes ingen stabile kjerner med 5 eller 8 kjernepartikler (Se side 6).

 

Tiden rundt 34 minutter og 40 sekunder.

Vi er nå nede i 300 millioner kelvin-grader. Positronene regnes som forsvunnet. Vi sitter igjen med et lite overskudd elektroner (et pr milliard fotoner) som balanserer ladningen mot protonene slik at verdien for den totale ladning i universet holdes konstant på 0. Dette er, som vi husker, en bevaringslov. Fotonene har nå en temperatur som er ca. 40 % høyere enn nøytrinoene. Denne forskjellen vil senere holde seg konstant. Energitettheten er ca. 1/10 av vann. Utvidelsestiden er sunket til 1 time og 15 minutter. Kjerneprosessene er for det meste stoppet opp, vi sitter igjen med 22 - 28 % helium-kjerner og resten hydrogen-kjerner (eller protoner).

 

Den videre utviklingen.

Etter dette vil universet fortsette å utvide seg i lang tid, uten at noe spesielt hender. Fra det tidspunkt hvor atom-kjernene begynte å dannes til elektronene begynner å gå sammen med atomkjerner og danner atomer (rekombinasjon) befinner universet seg i en strålings dominert tilstand. Etter ca. 700-tusen år er temperaturen blitt så lav at rekombinasjonen av materien kan finne sted. Elektronene faller ut av varmelikevekt med fotonene, og universet blir gjennomsiktig; fotonene kan bevege seg fritt uten hyppige kollisjoner med elektroner. Vi får dermed en utkobling av materie fra stråling, noe som er en forutsetning for at materien kan fortette seg og danne stjerner og galakser. Vi drøfter denne prosessen videre i Teorier om galaksenes opprinnelse og Stjernenes liv, fødsel og død.

 

Noen viktige konsekvenser av teorien om det tidlige univers:

Teorien medfører flere konsekvenser som det er teoretisk mulig å sjekke. For det første er det den kosmiske bakgrunnsstrålingen som ligger på ca. 3 kelvin-grader. For det andre er materie-fordelingen i universet, som skal gi mellom 20 og 30 prosent helium og nesten resten hydrogen. Det som er verdt å merke seg, og som kanskje er den beste indikasjon på at teorien er riktig, er at det eksisterer en matematisk sammenheng mellom disse to observasjonene. Det er mulig å ta utgangspunkt i den observerte mengden helium og hydrogen i universet, og deretter beregne at det må finnes en kosmisk bakgrunnsstråling på ca. 3 grader. Og det er mulig og regne motsatt vei: fra tre graders bakgrunnsstråling til den observerte heliums-mengde. Disse to verdiene er dermed integrert med hverandre gjennom big-bang-teorien. Ingen annen kosmisk teori kan vise til alternative forklaringer som gir denne sammenhengen.

Men som vi har sett forutsier denne teorien enda en viktig størrelse, det er nøytrinostrålingen som skal ligge på ca. 2 K. Dessverre har vi i dag ikke tekniske muligheter til å måle denne. Nøytrinoer er meget vanskelig å måle fordi dens vekselvirkning med materien er så svak. For å ha noen nevneverdig sjanse til å stoppe et bestemt nøytrino på sin ferd måtte vi ha en vegg av bly som var minst et lysår tykk. Kanskje blir det en gang i fremtiden mulig å finne denne verdien. Hvis så skjedde ville det være den sterkest indikasjon på teoriens sannhet, som det overhodet er mulig å fremskaffe55.

 

 

Teorier om galaksenes opprinnelse

Vi mangler fortsatt en god nok teori som med utgangspunkt i big-bang-teorien forklarer dannelsen av galaksene. Fred Hoyle formulerer problemet slik:

"Denne seiglivede svakheten har forfulgt smell-teorien helt siden 1930 årene. Det er trolig lettest å forstå den ved å tenke på hva som skjer når en bombe eksploderer. Etter detonasjonen blir deler slynget opp i lufta, stort sett med jevn bevegelse. Men i fysikken er det vel kjent at jevn bevegelse er treg og i seg selv ute av stand til å utrette noe som helst. Det er bare når deler av bomben treffer et mål, for eksempel en bygning, at noe begynner å skje. Da blir bombedelene voldsomt virvlet opp igjen og gjentar i virkeligheten den opprinnelige eksplosjonen. Det er grunnen til at vi gjerne ser med skrekk på eksplosjoner. Men vi bør huske på at det ikke er eksplosjonen i seg selv som skader, men det eksploderende materialets sammenstøt med det som kommer i veien. En bombe som eksploderer innendørs og en som eksploderer på et øde sted i friluft, gir uhyre ulike utfall."56

 

Så langt jeg kan se finnes det i dag ikke noen holdbar teori for hvordan galaksene er dannet. Etter 700 tusen år er universet en ekspanderende suppe bestående av hydrogen, helium fotoner og nøytrinoer. For å kunne begynne å klumpe seg sammen må bevegelsesmengden utover overvinnes av gravitasjonskreftene. Nå har jeg oppdaget at Hoyle muligens har forenklet problemstillingen litt. Det er helt klart at i en vanlig eksplosjon strider det mot fysikkens lover at den eksploderende massen plutselig, på et gitt tidspunkt skal begynne å klumpe seg sammen. Men Big-bang er ikke noen vanlig eksplosjon. Vi må ikke glemme at vi her har et fall fra svimlende høyder i temperatur og trykk. I denne voldsom fasen forandrer materiens egenskaper seg, akkurat som vannets egenskaper endrer seg når det fryser.

 

Jeans Massen.

Det er en kjent sak i fysikken at stråling virker på materien som et trykk. Solens stråling øver et visst trykk på jorden og på alle legemer i dens umiddelbare nærhet. Dette kan best ses når en komet nærmer seg solen. Kometen vil alltid ha en hale som vender bort fra solen. Når kometen varmes av solen fordamper en del av dens overflate, denne dampen blir utsatt for trykket fra solas stråling. Det er forklaringen på kometens hale. Man har faktisk spekulert på om det er mulig å utnytte denne "solvinden" til å seile med. Kanskje vil det være en langsom måte å reise på, men energikilden vil være sikker og stabil, og ikke minst billig.

Jo kraftigere strålingen er, jo større kraft vil den ha på materien. Er den stor nok vil den oppheve gravitasjonskreftene mellom legemer. Dette avhenger selvfølgelig av legemets størrelse og intensiteten av strålingen.

Vi vet at gravitasjons-kreftene i en materie-klump vil øke når klumpens masse øker, men trykk-kreftene er uavhengig av massen. Derfor vil det for ethvert trykk og massetetthet være en minsteverdi for massen slik at når massen overstiger denne verdien vil gravitasjonskreftene overvinne trykk-kreftene. Og motsatt når massens minsteverdi er mindre enn denne minsteverdien vil trykk-kreftene dominere. Denne minsteverdien kalles Jeans-massen, etter James Jeans, som først brukte den i forbindelse med teorier om stjernedannelse i 190257.

Etter 700 tusen år, når elektronene falt ut av likevekt, falt ut av varmelikevekt med fotonene og gikk sammen med kjernepartiklene og dannet atomer, falt strålingstrykket dramatisk, og ble alt for lite til å kunne motstå materien videre fortetning i galakser58. Vi må da gå ut fra at gravitasjonskraften også måtte være stor nok til å overvinne bevegelsesmengden til en del av partiklene; de som var nær nok hverandre, og som hadde relativt langsom hastighet bort fra hverandre. Av dette kan vi slutte at det vil oppstå store gasskyer av hydrogen og helium, som siden vil fortette seg og bli til stjerner og galakser.

Så langt er saken nokså grei, men det er her de store problemene begynner:

Det må nå konstrueres modeller som viser hvordan forløpet var, fra de store gass-skyene til den det mønstret, som vi ser i dag, av stjerner som danner galakser, galakser som danner hoper, og hoper som igjen danner superhoper. Her finnes flere teorier for hvordan dette kan ha skjedd. Samtlige må postulere andre krefter enn gravitasjonen, eller store mengder ukjent masse, for å få det hele til å gå opp. Dette er ikke uten grunn. Faktum er at gravitasjonen ikke er nok til å forklare galaksenes bevegelser i forhold til hverandre. For eksempel oppdaget man i 1970 at Andromeda-galaksen tiltrekker Melkeveien med en styrke som tilsvarer at Melkeveien har en masse som er ti ganger større enn de 100 milliarder solmasser man regnet med. Senere fant man ut at Melkeveien tiltrekkes Virgo-hopen, men den hastighet av ca. 320 kilometer i sekundet. Denne tyngdekraft-tautrekkingen tyder på at universets masse er 40 ganger større enn dets synlige lys indikerer.

Man er også blitt klar over at Newtons lover ikke kan overføres fra vårt solsystem til galaksene. I vårt solsystem kretser planetene rundt sola i hastigheter som avtar med avstanden fra sola. Dette er ikke tilfellet med galaksene. Stjerner, galakser og skyer, beveger seg ofte like raskt og noen ganger raskere enn dem i midten59.

Av denne grunn har astronomene startet en storstilt jakt på den massen, eller den kraften som forårsaker disse bevegelsene.

Man har etter hvert ansett det som usannsynlig at dette usynlige stoffet kan være sammensatt av baryoner. Til dette har man flere grunner. Hvis det var snakk om en gass av baryoner ville en kald gass raskt falt inn mot sentrum av galaksene, dersom den var varm ville den avgi røntgenstråling som var observerbar.

Man utelukker også at det kan være gamle stjerner, fordi stjerner idet de dør slynger ut så mye stoff at det skulle være observerbart.

 

Det er en liten mulighet for at massen kan finnes i kuler som er for små til å starte kjernefysisk forbrenning (som f.eks. Jupiter). Men dette regnes også for svært lite sannsynlig.

 

En grunn som er oppgitt, og som kanskje kan være interessant, er at dette taler sterkt mot den gjeldende big-bang-teorien. Den kosmiske balanse ville blitt ødelagt dersom man skulle presse 30 til 40 ganger så mange baryoner inn. Dette er faktisk den mest tungtveiende grunnen til å utelukke baryon-teorien. Vi ser her Steven Weinbergs ord om at det nå er «alminnelig anerkjent som respektabel vitenskap (skjønt bare de siste ti år omtrent) å teste teoretiske ideer i fysikken eller astrofysikken ved å undersøke hvilke konsekvenser disse ideene får for standardmodellens univers" [29] bli oppfylt i praksis.

 

Nøytrino-teorien.

Dersom nøytrinoet har masse vil dette hjelpe oss litt på vei. Man er fortsatt usikker på om dette er tilfelle, men dersom vi tar det utgangspunktet kan det forandre mye. Man har puttet denne forutsetningen inn i avanserte datamodeller, og endt opp med strukturer som ligner på vårt univers. Den store nøytrino-skyen som eksisterer i den første tiden etter big-bang vil etter hvert begynne å klumpe seg sammen etter et mønster som ligner den måten galaksehopene fordeler seg på universet i dag. Når så gravitasjonskreftene "slapp løs" på baryonene etter 700 tusen til 1 million år ble de straks sugd inn i disse nøytrinoskyene. På den måten oppstod den strukturen som galaksehopene danner i dag.

Men nøytrino-teorien har et par alvorlige problemer å slite med. Den forutsetter nemlig at det finnes haloer av usynlig stoff rundt individuelle galakser i stedet for mørke, massive skyer rundt hele galaksehopen. Dette benektes av fysikerne. Nøytrinoet beveger seg så pass fritt at de ikke ville kunne holde seg innenfor et galaksestort område.

Dessuten sliter denne modellen med et alvorlig tidsproblem. Da et forskerteam ved University of California, Berkeley, skapte et nøytrino-univers på datamaskinen fikk de riktignok de galaksestrukturer som ligner de kjedene og tomrommene vi kan se i dag. Men det var først etter at det var gått 15 milliarder år, eller akkurat nå, og det er selvfølgelig alt for sent.

 

Gravitino-teorien.

En konkurrent til denne teorien er en teori som bygger på en hypotetisk partikkel ved navn gravitino, et slags motstykke til gravitonet. Gravitinoet skal ha skilt seg ut svært tidlig i universets historie. De skal så ha samlet seg i klumper som de barionene senere ble tiltrukket av. På denne måten ble det dannet galaksestore objekter. Med den massen og hastigheten forskerne har tillagt partikkelen vil gravitinoene ha tendens til å samle seg i galaksestore klumper.

Denne teorien kan forklare galaksene, men ikke den nett-lignende strukturen av superhoper i universet.

 

Aksion-teorien.

Astronomen Marc Aronson ved University of Arizona's Steward Observatory har sådd tvil om begge de foregående teorier. Dette på grunnlag av observasjoner som er gjort i en dverggalakse i stjernebildet Dragen. Han måtte konstatere at galaksens kjempestore røde karbon-stjerner beveger seg raskere rundt enn tidligere antatt. Dette skulle medført at disse stjernene ble tiltrukket av melkeveien. Grunnen til at de ikke gjør det antas å være en mørk halo rundt dverggalaksen, men hverken nøytrino-teorien eller gravitino-teorien tillater haloer av så små størrelser. Hopen er bare en tusendedel av Melkeveien. For å forklare dette bygger man på eksistensen av en annen type partikkel, kalt aksion. I 1984 ble det hevdet at fysikerne var i ferd med å bevise dennes eksistens. Nå, i 1991, vet jeg ikke om dette er gjort. Aksionet skal være en nesten stabil partikkel som er en milliard ganger lettere enn elektronet.

Man forestiller seg da at det tidlige universet også har bestått av en viss mengde av denne partiklen, og at denne er ansvarlig for at baryonene klumpet seg sammen som de gjorde.

Der finnes også andre teorier som bygger på tyngre gravitinoer, fotinoer, magnetiske monopoler, og på sorte minihull som skulle ha blitt dannet allerede før det første sekundet60.

 

Kalde hydrogen og støv-skyer?

Den nederlandske astronomen Edwin Valentijn har analysert lyset fra nesten 10000 galakser og kommet frem til resultater som antyder at det finnes store iskalde mørke hydrogen og støvskyer som skjuler opptil 85 % av stjernene i spiral-galaksene. Skyenes temperatur er bare 20 K, og for å kunne observere dem direkte må man måle den infrarøde strålingen fra satellitt. Dersom dette er riktig medfører det at astronomenes beregninger av galaksenes masse hittil har vært alt for lave61.

 

Senere observasjoner av strukturer i universet.

Ved Harvard-Smithsonian Center har man gjennomført et ti års intensivt prosjekt hvor man har kartlagt et tredimensjonalt kart av et utsnitt av himmelhvelvingen. Kartet omfatter 1100 galakser som strekker seg 300 millioner lysår ut i rommet.

Fysikeren Margaret Geller hevder, med utgangspunkt i dette kartet, at universet er som en sverm av bobler. Galaksene er fordelt utenpå bobler med en størrelse på 40-50 millioner lysår. Galaksene er spredt i klynger på overflaten av boblene. Kanskje ligger vår egen galakse, Melkeveien, og dens nærmeste naboer også på overflaten av et slikt bobleskall.

Dersom dette er en riktig tolkning av resultatet skaper det problemer for den tradisjonelle kosmologien som hevder at tyngdekraften er den dominerende kraften i universet.

En forklaring som har vært antydet er at massive stjerner meget tidlig i universets historie har eksplodert og slynget ut sitt. Dette kan ha blåst store områder av universet nesten fritt for materie og på den måten dannet de tomme boblene62.

 

Nyere observasjoner tyder på at galaksene er samlet i gigantiske murer med innbyrdes avstand på ca. 420 millioner lysår. Mellom murene er det bare tomrom. Ingen av de nåværende teorier for galaksedannelse kan forklare hvorfor galaksene er samlet i slike murer med regelmessig innbyrdes avstand.

De britiske astronomene Tom Broadhurst og Richard Ellis brukte det angloaustralske teleskopet i New Wales til å undersøke et lite utsnitt av himmelhvelvingen i dybden, i retning av melkeveiens sydpol.  Amerikanerne David Koo og Alex Szalay observerte fra Kitt Peak-observatoriet i Arizona et tilsvarende utsnitt i retning av melkeveiens nordpol. Ved å samle resultatene har man laget an form for astronomisk borekjerne som skjærer syv milliarder lysår gjennom universet på samme måte som en borekjerne skjærer gjennom de forskjellige geologiske lag i jordskorpen. Borekjernen viser at det finnes i alt 13 gigantiske murer av galakser, adskilt av ensartede mellomrom. Med en utstrekning på 500 millioner lysår er en slik astronomisk mur større enn alle andre kjente astronomiske strukturer i universet63.

Som vi ser er forvirringen, uvitenheten, fantasien og kanskje også frustrasjonen stor når det gjelder dette pirrende problemet: hvordan ble galaksene dannet, og hvorfor har de samlet seg i slike strukturer som vi observerer? Spørsmålene er foreløpig åpne. Men galaksene ble dannet, så også stjernene og planetene og oss selv. Derfor hopper vi over dette problemet og går rett på teorien om stjerne-dannelse. Her vet man adskillig mer.

 

Stjernenes liv, fødsel og død.

Et mysterium som pirret vitenskapsmennene i forrige århundre var hvordan sola og de andre stjernene kunne skinne med uforminsket styrke i århundre etter århundre, i årtusen etter årtusen, ja kanskje i milliarder av år. Vår egen sol øser f.eks. ut fire millioner tonn av sin masse hvert eneste sekund.

Den tyske fysikeren Hermann von Helmholtz (1821 - 1894) fant at hvis solen brant og bestod av hydrogen og oksygen ville forbrenningen holde den lysende i 3021 år. Dette førte til at Helmholtz forkastet hypotesen om at energiproduksjonen i sola ble opprettholdt av kjente kjemiske prosesser. Andre teorier som f.eks. bygget på konstant bombardement av meteoritter og på annihilasjon av partikler ble også forkastet fordi stjernenes levetid ble for kort. Etter hvert som man fikk større kunnskap om kjernefysikk ble det klart at stjernene kun kunne opprettholde sin enorme energiproduksjon over så lang tid ved hjelp av slike reaksjoner.

Arthur Eddington foreslo i 1927 at energi produksjonen ble opprettholdt av den såkalte proton-proton-reaksjonen, hvor hydrogen omdannes til helium ved kollisjon mellom protoner:

 

Først kolliderer to protoner og danner deutrum + et elektron + et nøytrino:

 

 

Deutrum-kjernen kolliderer så med en ny hydrogen-kjerne og danner en isotop av helium:

 

 

To slike heliumisotoper kolliderer igjen og danner en vanlig helium-kjerne pluss to hydrogen-kjerner:

 

 

Dette er en mulig reaksjon. Men den reaksjonen som hovedsakelig foregår i sola er den såkalte karbonsyklusen. Den ble fremsatt i 1939 av Hans Albrecht Bethe, en tysk fysiker som arbeidet i USA. Han tvilte på at en ren omdanningsprosess, slik som den vi har sett, var nok. På vei hjem med tog fra en konferanse ved Cornvell University begynte han og rable ned noen tanker, og løste hovedproblemet før han kom til Washinthon. Han ble tildelt nobel-prisen for å ha løst dette problemet.

I mer massive stjerner blir hydrogenet omgjort til helium, men ved hjelp av en katalysator, som er karbon:

 

  (y = foton)

64

 

Denne prosessen gir samme netto resultat som proton-protonreaksjonen. I dag regnes det som sikker viten at det er dette som foregår i solas indre. Ved å analysere solens spektrum kan vi finne dens kjemiske sammensetning. Ved metoder som tidligere er beskrevet kan vi finne dens temperatur og masse. Alt dette stemmer med teorien. Solen regnes nå for å være en stjerne som har eksistert i ca. 5 milliarder år. Den har enda 5 milliarder år igjen å leve.

Imidlertid finnes der en svakhet ved teorien. Vi ser at teorien forutsier at prosessen, i tillegg til å produsere store mengder fotoner (elektromagnetisk stråling, lys) og elektroner, også produserer store mengder nøytrinoer. Som før nevnt er nøytrinoet en spøkelsesaktig partikkel som det nesten er umulig og fange. Nøytrinoene skinner ned på oss om dagen, og opp på oss om natten. Mesteparten går tvers gjennom jorden uten å etterlate spor.

Nøytrino-produksjonen i sola er imidlertid svært interessant for oss. Dersom vi kunne fange dem ville de kunne fortelle oss hva som foregår i sola akkurat nå. Det har seg nemlig slik at fotonene omkring en million år fra solas indre og ut til overflaten. Dette kommer av at de vekselvirker med gassene i de ytre lagene. For å si det grovt er deres vei ut av solen lang og kronglete. Nøytrinoene derimot farer uhindret ut og vel 8 minutter etter at de ble skapt passerer noen av dem jorden. Man har satt mye inn på å fange noen av dem inn, men resultatene er ikke det man kunne forvente.

I en nedlagt gullgruve i syd Dakota har man laget en detektor for å registrere nøytrinostrømmen fra sola. Der har man lagt en 400000 liters stor tank med tetrakloretylen. De få nøytrinoene som vekselvirker med denne vesken vil medføre radioaktive omdannelser som kan måles. Dermed kan man få rede på mengden av nøytrinoer som kommer fra solen pr. tidsenhet. Men resultatet viser at man nøytrino-strålingen er mye mindre enn det teorien forutsetter. Hvor mye mindre det er jeg ikke sikker på, for her spriker kildene en del. De fleste antyder at det måles 1/3 av det man kunne forvente, mens andre snakker om 5 % 65. Uansett er det snakk om så store avvik at man er sikker på at teorien om energiproduksjonen i sola er moden for revisjon.

Her har det kommet frem en rekke forslag til mulige løsninger på problemet.  Et forslag går ut på at solens kjerne er 10 % kaldere enn hittil antatt. Men dette vil reise andre problemer. En annen teori er at kjerneprosessene i solen har gått midlertidig i stå. På grunn av fotonenes lange reisetid ut fra solens indre behøver vi ikke å merke dette før om en million år. Det har også vært foreslått at solen kunne ha en liten jern-kjerne, eller til og med et lite sort hull i sentrum. Dette vil i så fall medføre at man kan akseptere noe mindre tetthet i de lagene hvor de kjernefysiske prosesser foregår. Også dette kan forklare problemet.

Dersom nøytrinoet har masse kan også dette forklare problemet. Nøytrinoer kan nemlig forekomme i tre utgaver, eller typer. Dersom det har masse kan det endre type. De detektorer som hittil er brukt måler bare en type. En sammenslutning av forskningssentra i Frankrike, Vest-Tyskland, Italia og Israel har gått sammen om å bygge en gigantisk detektor for å få svar på dette spørsmålet. Detektoren er installert i en sidesjakt til veitunellen under Grand Sassofjellet øst for Roma. Den skulle vært klar i løpet av 1990, men foreløpig vet jeg ikke om det er kommet noen resultater derfra.66

Enda en mulig løsning er at solens indre roterer mye hurtigere enn dens ytre, som har en rotasjonstid på ca. 27 dager. Dette vil også medføre at tettheten i kjernen er mindre enn antatt, noe som igjen vil føre til lavere nøytrinoproduksjon.

Utgangspunktet for denne teorien er målinger av rotasjonshastigheten til stjerner som antas å være svært unge. Denne var mye høyere enn man gjettet på forhand. Man antar nå at stjernene bremser sin rotasjonshastighet ved å sende ut stjernevind. Dersom det samme har foregått med vår sol kan det godt tenkes at dens indre fortsatt roterer hurtig. Altså en mulig løsning på problemet67.

 

Selv om det finnes mange lovende løsninger på problemet må det fortsatt anses som uløst. Dette medfører igjen at vi må erkjenne at teorien om energiproduksjonen i sola og andre stjerner enda ikke er komplett, og kanskje vil gjennomgå omfattende revisjoner i fremtiden.

 

Stjernenes fødsel, og solsystemers dannelse.

Med utgangspunkt i teorien for energiproduksjon i stjernene kan man begynne å danne teorier om stjernenes og solsystemenes opprinnelse. For dem som er oppvokst i den tro at solen og stjernene er evigvarende skinnende objekter kommer det kanskje som et sjokk å oppdage at også stjerner har levetid. De fødes, utvikles, blir gamle og dør. Er det mulig, i dag og benekte denne antagelsen? Ikke dersom vi tror våre egne øyne og de teleskoper vi bruker for å se ut i rommet. Vi har sett stjerner dø i vår tid. I 1054 registrerte kinesiske astronomer en stjerne som plutselig lyste kraftig opp for så og forsvinne gradvis. Når vi i dag retter teleskopet mot det stedet der stjernen ble observert finner vi den berømte krabbetåken. Det kineserne så, var en supernova, en stjerne som eksploderte med voldsom kraft, og slynget all sin masse ut i rommet. Senere har Tyco Brahe i 1572 og Johannes Kepler i 1604 sett det samme. Så en februar-natt i 1987 oppdaget den kanadiske astronomen Ian Shelton en uvanlig lysflekk på det siste bildet han hadde tatt med det ti tommer store teleskopet i det internasjonale astronomiske sentret ved Andesfjellene i Chile. Han antok det måtte være en støvflekk, men gikk likevel ut av observatoriet for å se. I den stille kjølige natten lyste en stjerne i den store Magellanske skyen klarere enn noen annen. Det var en supernova i Melkeveiens umiddelbare nærhet. Ved maksimum kan supernovaer lyse like sterkt som 10 milliarder soler. For en kort tid kan de sende ut mer lys enn en hel galakse68. Dersom vi tror det vi ser må vi erkjenne at stjerner dør og at dette faktisk skjer hele tiden. Ut fra dette er det nærliggende å spørre om vi også kan se at stjerner fødes. Svaret på det er ja. Bare i vår egen galakse dukker det opp to-tre nye stjerner hvert år69. Ut fra dette kan vi trekke den konklusjonen at stjernene, som alt annet, har en livs-syklus. Dette må nødvendigvis også inkludere vår egen sol. Dersom denne konklusjonen er riktig skal vi altså på himmelhvelvingen kunne se stjerner i alle slags faser i sin livssyklus, fra de fødes til de dør. Alt vi har å gjøre er å finne på hvilket stadium den og den stjernen befinner seg. Men problemet er større enn som så. Tenk deg at du kunne studere et øyeblikksbilde av en skog. I utgangspunktet vet du ingenting om trær og planter. Hvilke konklusjoner kan du trekke av det det du umiddelbart ser? Dersom du antar det samme om trærne som vi har gjort om stjernene, nemlig at de fødes, utvikles og dør, kan du begynne å se deg om etter hvilke typer trær som er de yngre og hvilke som er de eldre. Men så kommer problemet: det kan nemlig godt hende at det finnes flere typer trær, slik at to trær som ser helt forskjellige ut godt kan være like gamle.

På samme måte må vi anta at stjerner er av forskjellige typer som har helt forskjellige livsløp og levetider. Vi har tidligere nevnt at stjernene kan deles opp i spektralklasser alt etter hvilken overflate-temperatur de har. I tillegg til dette har stjernene forskjellig størrelser. Dette kan settes opp i et todimensjonalt diagram, kalt Hertzsprung-Russel-diagrammet, eller H-R-diagrammet. I et slikt diagram fremkommer stjernene på en karakteristisk. Det viser seg at storparten av stjernene befinner seg i den såkalte hovedserien. To andre typiske avgrensede områder er området for de hvite dvergstjernene og området for kjempestjernene. Noen stjerner avgrenser et mer diffust område øverst i diagrammet. Disse kaller vi superkjempene. Stjernene er nå klassifisert. Det som nå gjelder er å identifisere de forskjellige stjerne-typer og hvor de befinner seg i H-R-diagrammet på et gitt stadium i utviklingen. Kunne vi med sikkerhet slå dette fast har vi en komplett teori for forskjellige typer av stjerners livssyklus. Ved å anvende teorien om energiproduksjon i stjernene, relativitets-teorien og generell fysikk-kunnskap er det mulig å finne modeller som tilfredsstiller de observasjoner vi har gjort. En stjernes livssyklus avhenger i hovedsakelig av hvilken masse den består av. En stjerne med solas masse antas å kunne stråle i ca. 10 milliarder år. Stjernene øverst i hovedserien bruker opp forrådet av hydrogen mye raskere. De har nemlig en strålingstetthet som er flere tusen ganger solas, likevel er massen bare ti-tjue ganger større. Disse kan bare opprettholde sin energi-produksjon i noen få millioner år. Stjernene nederst i hovedserien som har mindre masse enn solen kan stråle i flere hundre milliarder år.

I universet kan det observeres enorme skyer av gass og støv. Det er fra slike gasskyer man mener at stjernene fødes. Gasskyene har omentrent samme kjemiske sammensetning som stjernene; hovedsakelig hydrogen og helium, men også små mengder av karbon, nitrogen oksygen og silisium.

Vi tenker oss at en slik sky kan få et område hvor massetettheten er stor nok til at gravitasjonskreftene begynner å dra til seg materien i nærheten. Hvordan denne prosessen kommer i gang finnes det ingen tilfredsstillende svar på i dag. Men når den først kommer i gang får vi en prosess som forsterker seg selv. Jo mer dette sentrum drar til seg, jo kraftigere virker gravitasjonskreftene. En slik sammentrekning medfører at den store gasskyen påbegynner en roterende kollaps inn mot et sentrum. Som følge av dette begynner temperaturen i sentrum å øke, og en del av denne frigjorte gravitasjonsenergien sendes ut i rommet som elektromagnetisk stråling, til å begynne med i det infrarøde området. Etter hvert som temperaturen øker går strålingen over til kortere bølgelengder i henhold til Planck's strålings lov. Når massetettheten og temperaturen blir høy nok starter kjerneprosessen; proton-proton-reaksjonen og karbonsyklusen. En stjerne er tent. Kjerneprosessene medfører et strålingstrykk utover som er nok til å balansere gravitasjonskreftene; den kommer inn i en tilstand av likevekt. På denne måten holdes stjernen stabil hele sitt liv i hovedserien.

Satellitter har sett klare tegn på at slike nydannelser finner sted70.

Man tenker seg også at det kan dannes flere lokale sentrum i en slik roterende sky. I noen tilfeller er disse så store at de selv danner stjerner; vi får doble og tredoble stjernesystemer. Slike stjernesystemer er ikke sjeldne. Men ofte er ikke disse lokale konsentrasjonene store nok til å starte kjerneprosesser, da danner de planeter, som vår egen jord.

 

Stjernenes død.

Stjernene tilbringer ca. 80 % av sin levetid i hovedserien. Når alt hydrogen i de sentrale delene er brukt opp begynner stjernen på sin vei mot alderdom og død. Hvordan denne veien arter seg er igjen avhengig av stjernens masse.

Når kjerneprosessene avtar synker strålingstrykket noe som igjen gjør at likevekten i kjernen opphører. Kjernen kollapser ytterligere inntil tettheten blir så høy at en ny type kjernefysisk prosess starter opp. Det er den såkalte trippel-alfa-reaksjonen. Den innebærer at tre heliumkjerner danner en karbonkjerne:

 

 

Samtidig med at stjernens indre trekker seg sammen svulmer de ytre lagene kraftig opp. Hydrogenforrådet i disse lagene er enda ikke brukt opp, så her skjer det fortsatt energi-produksjon ved at hydrogen omdannes til helium. I denne fasen forlater stjernen hovedserien og flytter seg i HR-diagrammet mot de røde superkjempene. Volumet øker, temperaturen avtar.

Stjerner med solas masse får en rolig død. Temperaturen blir ikke høy nok til at flere fusjons-prosesser kan starte. Stjerner med stor masse har mye raskere utvikling enn sola. Trykket og temperaturen i det indre av stjernene gjør det mulig for dem å bygge stadig tyngre grunnstoffer. Alle grunnstoffer, helt opp til jern (Fe) kan dannes ved slike fusjoner. Grunnstoffer som er tyngre enn dette regner man med er dannet i enorme supernova-eksplosjoner. Når fusjonsprosessen i en stjerne stopper opp kan ingenting forhindre at kjernen trekker seg ytterligere sammen på grunn av gravitasjonen. Under det voksende trykket frigjøres elektronene fra atomkjernene (gassen ioniseres) slik at den til slutt består av frie elektroner og atomkjerner.

Når tettheten blir stor nok vil elektronene innta lavest mulig energinivå i samsvar med Pauliprinsippet. Dette er en typisk tilstand for en hvit dverg. Sola vil sannsynligvis ende sine dager som en hvit dverg, hvor all dens masse er presset innenfor en radius av 7000 km (ca jordas størrelse). I en slik tilstand foregår ingen energiproduksjon. Temperaturen vil langsomt synke mot null. Stjernen er sloknet.

Hvite dverger er med sikkerhet blitt observert på himmelen71.

Stjerner med større masse enn sola går en voldsommere og mer usikker død i møte. Stjernen kan kvitte seg masse ved flere prosesser. Kvitter den seg med nok masse kan den ende som en hvit dverg. Når stjernen utvikler seg til en superkjempe kan den komme i en ustabil tilstand der atmosfæren begynner å pulsere. I de ytterste lagene kan strålingstrykket være stort nok til å overvinne gravitasjonskreftene slik at hydrogen og helium blir slynget ut i rommet. De ytterste lagene blir dermed skrelt av etter hvert, og nyere lag som har høyere temperatur kommer frem. Gassen blir liggende som en enorm tåke rundt stjernen. Den ultrafiolette strålingen får gassen til å lyse opp (fluorescere). Dette ser for oss ut som en lysende ring rundt stjernen. En slik ring kalles en planetarisk tåke. Slike er også observert72.

En annen prosess som reduserer stjernens masse er novautbrudd. Dette er også en ustabilitet men det fører til en mye voldsommere eksplosjon. Ustabiliteten kan komme av at stjernen har en ledsager som ved sitt gravitasjonsfelt forstyrrer utviklingen. I løpet av kort tid (timer / dager) øker lysstyrken opptil 100000 ganger. Deretter avtar lysstyrken langsomt (i løpet av noen måneder). Man regner med at en og samme stjerne kan ha flere slike novautbrudd, kanskje opptil 10000 ganger. For hvert utbrudd slynges masse ut i rommet. Det totale massetap kan være stort nok til at stjernen kommer til ca. 1 til 1,5 solmasse som er betingelsen for at den skal ende da som en hvit dverg.

Dersom dette ikke skjer er den dømt til å falle sammen til en mye mer komprimert tilstand. Den degenererte elektrongassen som balanserer trykket i det indre av en hvit dverg, klarer da ikke å motstå gravitasjonstrykket. Dette øker elektronenes hastighet så voldsomt at de trenger inn i atomkjernene. Dette setter i gang en ny prosess som er omdannelse av protoner til nøytroner:

 

 

En slik prosess i en atomkjerne medfører at kjernen går i stykker. Prosessen fortsetter til stjernen består av ca. 80 % nøytroner og resten protoner og elektroner. Vi har fått en nøytronstjerne. I nøytronstjernen balanseres gravitasjons-kraften av trykket fra nøytronene.73 Man antar at denne kollapsen forløper som en supernova, hvor en stor del av stjernens masse slynges ut i rommet, men hvor en del av massen etterlates som i en svært komprimert tilstand.

Nøytronstjernen er en meget bemerkelsesverdig gjenstand. Den er en homogen kule av nøytroner med enorm tetthet, gjennomsnittlig tusen milliarder ganger så tung pr. volum som vann. En fyrstikk-eske av dette stoffet ville veie en million tonn. Overflaten, eller skorpen er ganger stivere enn stål. Den er også svært liten, ikke mer enn tjue kilometer i diameter. Høyeste "fjell" er ikke mer en 20 cm. 74

I den avsluttende kompresjonen av en stjerne til en nøytronstjerne oppstår det en del andre merkelige fenomener. Alle stjerner roterer gjennom en akse som går gjennom sentrum, og alle stjerner har magnetfelt, selv om det er svakt.  Idet stjernen trekker seg sammen øker både rotasjonshastigheten og magnetfeltets tetthet. Det er en kjent sak at legemer som roterer og trekker seg sammen øker hastigheten (tenk på kunstløperne). Styrken på magnetfeltet øker fordi feltet trekker seg sammen med kollapsen. En nøytronstjerne har derfor rask rotasjon og et meget sterkt magnetfelt (ganger så sterkt som jordens)75.

 

Både hvite dverger og nøytronstjerner er blitt observert. Nøytronstjernene er blitt identifisert som pulsarer; punktkilder for meget rytmisk pulserende radiobølger. Faktisk var oppholdet mellom disse pulsene så presise at man først trodde det var signaler fra en fjern sivilisasjon76.

 

Litt om sorte hull.

Dersom en stjerne er omentrent tre ganger så tung som solen ved kollapsen vil ikke columbkreftene som virker mellom nøytronene være store nok til å balansere gravitasjonskraften. Det finnes idet hele tatt ingen kjente krefter som kan motvirke videre kollaps. Dersom det virkelig ikke finnes krefter som kan stanse gravitasjonskraften vil ingenting stoppe den. Stjernen vil kollapse i all evighet til et uendelig lite punkt, med uendelig stor massetetthet; et sort hull. Navnet har det fått fordi gravitasjonskraften er så stor at ikke en gang lyset har stor nok hastighet til å slippe ut. Teorien om det sorte hull har avstedkommet en mengde spekulasjoner, fantasier og paradoksale situasjoner. Ut fra den definisjonen som er gitt på et sort hull, er det enkelt å bruke Newtons gravitasjons-lov til å utlede innenfor hvilken radius en masse på en gitt størrelse må presses for å kunne bli til et sort hull. Denne kritiske radiusen kalles for Schwarzchuild-radiusen, etter mannens som først satte opp denne formelen. Alt som havner innenfor denne radiusen vil for alltid være fanget i det sorte hulls grep. Ingenting kan derfor nå ut for å fortelle om hendelser innenfor. Derfor kalles denne grensen for hendelseshorisonten. Formelen viser at Schwarzschild-radiusen er proporsjonal med massen. Men vi vet at volumet i en kule er proporsjonal med tredje potens av radiusen. Det betyr at siden volumet øker mye mer enn radiusen og massen øker like mye som radiusen, kan tettheten for et sort hull være overkommelig lav dersom massen er meget stor. På denne måten er det faktisk godt mulig at hele universet kan være et sort hull. Dette blir faktisk tilfelle dersom vi lever i et lukket univers.

Dette at lyset fanges inn i et sort hull og at gravitasjonen er så uendelig sterk medfører at relativitetsteorien må trekkes inn for i det hele tatt å kunne gjøre fornuftige gjetninger om det. Dersom vi forutsetter relativitetsteorien er imidlertid det vi finner både skremmende, utfordrende, absurd, og meget interessant. Dersom vi frigjør oss fra våre tradisjonelle oppfatninger om tid og rom som reelle fysiske substanser kan dette være åpningen inn i et felt som kanskje kan forklare hvorfor vårt univers er slik som det er. For formlene indikerer at sorte hull faktisk forlater vårt univers. Men hvor havner de hen? I at annet univers? Tenk om det finnes uendelig mange universer, og at de utveksler materier gjennom sorte hull. Dette kan til og med fungere som en slags løsning på big-bang-teoriens start-problem. Begynnelsen var slutten på en kolossal galakse-kollaps i et annet univers77. En rekke andre eiendommelige muligheter åpner seg også i en slik teori. Rom og tid er så forvrengt at tidsreiser er mulig, mens reiser i rommet er umulig. Det muliggjør et mangedimensjonalt superrom hvor man kan reise fra et univers til et annet, eller fra en tid til en annen. Nå er det jo klart at dette er hinsides alle våre oppfatninger om tid og rom, men muligheten får at våre oppfatninger er gale er like stor som at teorien er gal. Kanskje er verden mer absurd enn vi aner.

 

Litt om jakten på sorte hull.

Av åpenbare grunner kan ikke sorte hull observeres direkte. De sluker jo alt lys som kommer i nærheten. Det nærmeste vi kan komme en slik direkte observasjon er å iaktta en stjernekollaps mens den skjer. Men dette kan bli vanskelig fordi det skjules av det blendende lyset fra en supernova. Den neste muligheten er å observere det sorte hull indirekte gjennom dets virkninger på objekter i nabolaget. Hvis det finnes mange svarte hull i et område, vil stjernene bevege seg på en uforståelig måte: de vil bli puffet hit og dit på en høyst uregelmessig måte, komplett uforståelig for en som ikke kjenner hullenes eksistens. Problemet med galaksenes masse er allerede nevnt. Måten stjernene beveger seg på indikerer ofte at galaksene inneholder mye mer masse enn vi kan se. F.eks. inneholder den elliptiske galaksen NGC4486 98 % skjult materie78. Seriøse teorier antyder at denne massen kan være i form av sorte hull. I sekstiårene ble det gjort forsøk på å måle gravitasjons-stråling i USA. Resultatene kunne faktisk tolkes i den retning at det fantes et gigantisk sort hull i sentrum av vår egen melkevei. Men disse målingene er ikke senere blitt bekreftet.

Man antar at ca. 10 % av alle stjerner befinner seg i dobbeltstjerne-systemer. I noen tilfelle er bare en av dem synlig. Den andre er for liten til å kunne observeres direkte, men avslører sin eksistens ved den virkning den har på den synlige komponenten (se P12). Ut fra denne virkningen er det også mulig å anslå massen. I noen tilfeller kan man også få fatt i størrelsen. Det gjør det også mulig å beregne tettheten. Det er blitt registrert verdier som er høyere enn det som er mulig i forbindelse med nøytronstjerner eller hvite dverger i stabil tilstand. Hvis det dreier seg om sorte hull er det trolig at de slynget ut en betydelig andel av sin masse da de ble til. Dette ville medføre at det to stjernenes bevegelse rundt hverandre ble betydelig forstyrret, og dermed resultere i såkalte eksentriske baner. En del tegn på slik eksentrisitet er faktisk nylig funnet i forbindelse med dobbeltstjerner med bare en synlig komponent. Vi finner et interessant eksempel på dette i vår egen galakse, nærmere bestemt Aurigae-systemet i stjernebildet Kusken. Den synlige stjernen blir periodisk formørket av en usynlig ledsager, som er tjue ganger så tung som solen og litt lettere enn primærstjernen. Enkelte astronomer hevder at dette er en god kandidat til tittelen: sort hull79.

Et kanskje enda mer interessant eksempel er Cygnus X-1. Cygnus X-1 antas å være et dobbeltstjernesystem med en periode på 5,6 døgn, bestående av en superkjempe av type O eller B og en usynlig ledsager på 9 - 15 solmasser. På grunn av rotasjonshastigheten faller ikke materie fra superkjempen direkte ned i hullet, men danner en skive som roterer meget hurtig rundt det. Skivens temperatur er så høy at det sendes ut røntgenstråling. Materie innerst i skiven går i spiral inn gjennom hendelseshorisonten80.

 

Avsluttende kommentarer.

Som tidligere nevnt gir ikke big-bang-teorien i seg selv noen forklaring på de tyngre grunnstoffenes eksistens. Dette ble forsøkt i de tidligste versjoner av teorien (Glamow) men måtte senere oppgis på grunn av at kjerner med 5 og 8 kjerne-partikler ikke er stabile nok ved den lave tettheten som eksisterte da universet var kaldt nok til at disse kunne dannes. Hovedteorien er nå at alle grunnstoffer tyngre enn helium utelukkende er produsert i stjernene. Mesteparten av de tyngre grunnstoffene antas å være blitt til i supernova-eksplosjoner. Mens de lettere grunnstoffene (frem til jern) er blitt til som følge av funksjons-prosesser i stjernenes indre, og spredt ut i rommet i nova-eksplosjoner. Inngangsmaterie er hydrogen og helium, som var resultatet av big-bang. Ved hjelp av dette, kommer man frem til en massefordeling som ligner den vi kan observere i universet i dag. Det er forunderlig å tenke på at, dersom dette er riktig, så er den gullringen jeg bærer blitt til i en gigantisk eksplosjon som kunne ses i store deler av universet. Dette gjelder også noe av meg selv, mens resten er blitt til i stjerners indre. Det må være noe av dette som fikk Carl Sagan til å utbryte at "Vi er barn av stjernene", en fasinerende tanke.

Ut fra denne teorien om grunnstoffenes dannelse er det lett å trekke den slutningen at de første stjernene må ha bestått av helium og hydrogen. Et problem er at ingen slike stjerner er observert i dag, og man regner heller ikke med å finne noen. Vår sol regnes for å være en tredjegenerasjons stjerne (populasjon I), fordi den inneholder en forholdsvis stor andel av tyngre grunnstoffer. I de eldste stjernene er andelen av tyngre grunnstoffer mye lavere men likevel er 0,1% av massen grunnstoffer som er tyngre enn helium81 (Populasjon II). Ved å påvise, eller motbevise at førstegenerasjonsstjerne virkelig har eksistert kan man få en klar indikasjon på troverdigheten til denne teorien. En måte å gjøre dette på er å lete etter avvik i den kosmologiske bakgrunnsstrålingen. Disse avvikene er beregnet å være uhyre små, og kan ikke måles fra jorden. Som tidligere nevnt har COBE-satellitten gjort målinger av den kosmiske bakgrunnsstrålingen. I utgangspunktet så resultatet negativt ut, men på vårparten i 1992 kom resultatet som regnes som big-bang-teoriens største gjennombrudd siden oppdagelsen av bakgrunnsstrålingen. De forventede avvik er observert og de stemmer med teoriens forutsigelse82.

 

Universets fremtidige utvikling.

Big-bang teorien åpner for to alternative framtidsutsikter. Man regner med at utvidelsen vil vedvare minst 50 milliarder år til. Dersom universets samlede masse overstiger en kritisk verdi vil gravitasjonskreftene overvinne utvidelsen og snu den til en sammentrekning. I motsatt fall vil utvidelsen vedvare i all evighet. La oss først se på den første muligheten, som noen har kalt "Big Gnab" (Big Bang i revers). Etter ca. 50 milliarder[30] år vil astronomene (hvis de finnes) kunne registrere at rødforskyvninger snur til blåforskyvninger. Etter en tid er blåforskyvningene like vanlige som rødforskyvningene er i dag. Temperaturen på den kosmiske bakgrunnsstrålingene, som på det tidspunkt er meget lav, begynner å stige. Etter de samme 50 milliarder årene vil den være like høy som nå. Når universet har skrumpet inn til en hundrededel av sin nåværende størrelse vil bakgrunnsstrålingen være like varm som den nåværende daghimmel (ca. 300K). 70 millioner år senere er universet blitt ti ganger mindre. Temperaturen er så høy at vesener som oss vil ha alvorlige problemer. /00000 år senere er temperaturen oppe i 10 millioner grader. Stjernene og planetene vil løse seg opp i den kosmiske lapskaus.  Nå begynner det å gå fort. I løpet av de neste 22 dagene brytes atomkjernene ned slik at hele den kjernedannelses-prosess som foregikk i det tidligere univers nå reverserer. Slik vil kollapsen fortsette baklengs inn i den singulære tilstand den en gang kom ut av.

Det er nærliggende å spørre: hva skjer da? Hva skjer ca. 3 minutter etter at temperaturen har nådd en milliard grader? Stopper tiden? Vi ser de samme alvorlige problemer med universets slutt som ved dets begynnelse. Tilintetgjørelse er like filosofisk vanskelig som skapelse.

Nå er det en del som har spunnet videre på dette. Ettersom man ikke kjenner de fysiske lover som gjelder i en slik singulær tilstand kan det godt hende at den ikke er stabil, og at big-bang var et resultat av en slik ustabilitet. I så fall kan vi være sikker på at eksplosjonen før eller senere gjentar seg. Med dette aner vi også at vi snakker om en, kanskje uendelig syklus av utvidelser og sammentrekninger; m.a.o. et evig pulserende univers. En slik dramatisk utvidelse av modellen medfører eliminasjon av skapelsens problem, og er derfor lettere fattbart. Imidlertid er det slik at det i denne modellen oppstår et alvorlig teoretisk problem. I løpet av en runde i kretsløpet oppstår det en slags friksjon, såkalt "mengde-seighet". Dette medfører at forholdet mellom antall fotoner og kjernepartikler øker for hver syklus. Dersom dette er riktig kan ikke denne prosessen ha foregått i all evighet, for da ville dette forholdstallet ha vært uendelig høyt83. Men kanskje dette er et ledd i en ny og enda større syklus.

Dersom universets massetetthet ikke er høy nok, vil aldri gravitasjonen klare å stoppe utvidelsen helt opp. Universet vil da utvide seg til evig tid. Dersom dette er riktig har universet en lang, kanskje tragisk fremtid i vente. Selv de mest sparsommelige stjernene vil om noen tusenmilliarder år gå tom for brennstoff. Nære møter mellom døende stjerner vil medføre at de fleste slynges ut fra de galaksene de en gang har tilhørt. Resten vil bli absorbert av sorte hull i galaksenes sentralområder. Dette kan ta rundt 10^27 år. Også galaksehopene vil delvis oppløses på grunn av kollisjoner og nære møter mellom disse. De galaksene som ikke forsvinner ut på denne måten blir oppslukt av galaktiske gigant hull med masser på kanskje flere hundre milliarder solmasser.

Nå finnes det en teori, fremsatt av Stephen Hawking, om at sorte hull faktisk kan "lekke" ut partikler. Dersom dette er riktig vil hullene fordampe. Først meget langsomt, så raskere etter hvert som hullet blir mindre.  Over lang tid kan sannsynligvis også hvite dverger og nøytronstjerner gå i oppløsning. Dersom disse teoriene er riktig vil universet en gang ende opp som en ufattelig tynn blanding av partikler og stråling som, for all fremtid, må fortsette å utvide seg mot en tilstand av totalt mørke, vakuum, og temperatur lik det absolutte nullpunkt84. Det kommer en tid hvor fotoner, nøytrinoer og elektroner er svært sjelden i universet. Når utvidelsen fortsetter i all evighet kan vi tenke oss at det til slutt må finnes en uendelighet av rom for hver partikkel, i sannhet en ensom og tom tilstand, som nærmer seg det absolutte intet.

Spørsmålet om inversest er åpent eller lukket er pr. i dag ikke besvart. De beregninger som er gjort hittil antyder at materietettheten i universet på langt nær er stor nok til å kunne reversere utvidelsen. Men man vet at det er store usikkerhetsmomenter knyttet til disse resultatene. Vi har allerede nevnt at man har store problemer med å forklare galaksenes bevegelser og stjernenes bevegelser ut fra de masse-beregninger som er gjort (se side 25). Den store usikkerheten i disse beregningene gjør at man enda holder muligheten åpen for en lukket univers-modell.

 

 

Hoved-konklusjon.

Da jeg gikk på yrkes-skolen hadde vi en lærer som benyttet seg av et spesielt prinsipp i karakter-vurderingen i arbeidsteknikk. I utgangspunktet satte han oss alle på 3, altså midt på karakterskalaen. Ut fra dette beveget vi oss alt etter fiasko og suksess.

Kanskje er det ikke så dumt å innta en lignende holdning i karaktergivningen av Big-Bang. Er man komplett uvitende om en teori, har man ingen forutsetninger hverken for å avvise, eller å godta den. Derfor er det riktig å starte med en 50-50 holdning; det er like sannsynlig at teorien er sann som at den er usann. Med dette utgangspunktet tar jeg en rask oppsummering av det jeg oppfatter som Big-Bang-teoriens sterke og svake punkter.

 

Forutsetningene.

En hver teoris forutsetninger kan brukes som ankepunkt mot den, fordi forutsetninger er grunnantagelser som selv ikke kan bevises, men som brukes som grunnlag for bevis. På den annen side eksisterer det aldri noen teori, eller oppfatninger uten at den samtidig må bygge på forutsetninger.

Big-Bang-teoriens viktigste forutsetninger er det kosmologiske prinsipp og ideen om at universet har gjennomløpt faser av varmelikevekt. Det kosmologiske prinsipp - ideen om at universet er homogent og isotropt i alle retninger - er en nødvendighet for at alle teorier om universet som helhet skal kunne bli noe mer enn løse spekulasjoner. Tvil eller tro på det kosmologiske prinsipp vil derfor svekke eller styrke alle vitenskapelige teorier om universet like mye. Det er derfor ikke egnet til å vurdere vitenskapelige alternativer opp mot hverandre. Derimot er det et velegnet angrepspunkt for religiøse tenkere. Min konklusjon er derfor at dette prinsippet må holdes utenfor en vitenskapelig vurdering av teorien. En diskusjon med religiøse tenkere angående et slikt prinsipp vil ganske raskt føre oss inn i en generell filosofisk debatt om erkjennelsesteoretiske problemer, en debatt som før eller siden vil vise at man tar utgangspunkt i forskjellige erkjennelsesteoretiske systemer.

Varmelikevekt er en forutsetning som er spesifikt nødvendig for Big-Bang-teorien. Den er der for at det skal være mulig å utlede forholdene i det tidlige univers ved hjelp av statistisk mekanikk. Denne forutsetningen er imidlertid empirisk styrket av den kosmologiske bakgrunnsstrålingen. Så vi kan si at den står sterkt.

 

 Empiriske data.

Her vil jeg nevne fire observasjoner som styrker Big Bang i vesentlig grad:

 

1.    den kosmologiske rødforskyvningen

2.    den kosmologiske bakgrunnsstrålingen

3.    grunnstoffenes fordeling

4.    målinger av forventede avvik i den kosmiske bakgrunnsstrålingen

Ingen annen vitenskapelig teori forener disse fire iakttagelsene. Foreningen skjer gjennom allment anerkjente teorier om kjernefysikk og kvantemekanikk. Spesielt vesentlig er sammenhengen mellom den kosmologiske bakgrunnsstrålingen og grunnstoffenes fordeling i universet. Dette bekreftes også av rødforskyvningen og av f.eks. kildetellingene som viser at universet hadde større tetthet i tidligere tider.

Det var de tre første observasjonene som tilsammen danner det trykket som har presset Big-Bang-teorien frem til den anerkjennelse den har i dag. Det er også de samme tre fakta som har presset andre modeller ut, f.eks. Einsteins statiske modell og Fred Hoyles steady-State modell. Og i 1992 kom som nevnt enda en stor triumf for teorien (den siste observasjonen).

For meg har det vært vesentlig at jeg en gang måtte godta det faktum at stjerner fødes, utvikler seg og dør. Det var dette som fikk meg til å tvile på den oppfatning jeg hadde av universet som gutt. Jeg innså at stjernene ikke kunne være uendelige verdener som Gud hadde skapt en gang for alle, og som var i perfekt orden og harmoni. Dette måtte nødvendigvis også gjelde vår egen sol. Noe som igjen leder til den erkjennelsen at et evig liv på denne jorden er fysisk umulig, iallfall uten Gudommelig inngripen. Universet er i rivende utvikling, det er fullt av katastrofer og kaos. Det har ugjestmilde og fiendtlige sider. Det forandrer seg fra dag til dag, fra år til år, fra årtusen til årtusen. Erkjenner man dette har man ikke lengre noen psykologisk barriere mot å anta at universet virkelig kan befinne seg i en tilstand av kontinuerlig ekspansjon.

Den mest viktigste observasjonen som truer teorien er nøytrino-problemet. Dette truer ikke Big-Bang direkte, fordi det angår de kjernefysiske prosessene inne i stjernene. Men trusselen er indirekte fordi den viser at vår viten om disse fortsatt er mangelfull, og det medfører at vi ikke har sikker viten om hvordan tyngre grunnstoffer dannes. Jeg har imidlertid nevnt en mengde gode forslag til forklaring på fenomenet, så det er ikke nødvendigvis noe stort problem.

Til slutt vil jeg nevne problemet med at de rene hydrogen- / helium-stjerner ikke er observert og sannsynligvis ikke finnes i dag. Dette kan selvfølgelig forklares innenfor teoriens rammer, likevel etterlater det oss med en viss tvil, fordi ingen observasjoner hittil har kunne bekrefte at slike stjerner virkelig har eksistert.

 

Teoretiske problemer.

Problemet med galaksenes dannelse er det største teoretiske problemet for teorien. Det finnes i dag ingen tilfredsstillende teorier om hvordan dette har foregått. Nettopp dette leddet i teorien er også vesentlig for at teorien skal henge sammen. Greier man ikke å finne en konsistent matematisk teori for hvordan dette kan ha foregått, som stemmer med observasjoner- er det klart at det representerer en betydelig svekkelse for teorien. Det skal bli interessant å følge utviklingen på dette området i tiden som kommer.

Et annet presserende teoretisk problem er materie-antimaterie-problemet. De forutsetninger som er gjort her kan oppfattes som noe inkonsekvente. Isolert sett står teorien nokså maktesløs her, og det viser seg at man må ty til mye mer omfattende (og kanskje også mer spekulative) teorier (teorien om det inflasjonære univers) for å kunne antyde en løsning på dette problemet.

 

Andre refleksjoner.

Det er interessant å merke seg at teorien har vært forkastet to ganger i dens historie. Første gang på grunn av at dens forklaring på de tyngre grunnstoffenes dannelse viste seg å være feil. Det var teorien om grunnstoffenes dannelse i stjernene som reddet den den gangen.

Andre gangen skjedde det på grunn av at den ga universet en alt for ung alder. Det er interessant å merke seg at man den gangen forkastet teorien til fordel for radiologiske dateringer som viste at universet i alle fall må være eldre enn 4,6 milliarder år. Man forkastet altså teorien til fordel for radiologiske dateringer. Det må jo bety at radiologiske dateringer står meget sterkt, og at man gav slipp på prestisjen til fordel for denne empiriske observasjon.

Denne gangen ble imidlertid teorien reddet av justeringer av avstandene til stjernene. Begge disse fakta viser at prestisjen for teorien ikke har vært alt for høy. Den har opp gjennom historien stått og falt på empiriske data. Hittil har den reist seg og godt med forhøyet styrke, igjen på grunn av trykket fra empiriske data. Dette er for meg en indikasjon på at det er rene vitenskapelige grunner som ligger til grunn for vurderingen av teorien.

 

Filosofiske problemer.

Filosofisk sett er teorien slik den står svært utilfredsstillende fordi den ikke gir svar på eksistensens problem. Men som vi har sett ser det ut som at dette er et problem som for alltid vil ligge utenfor menneskets kunnskaps-horisont. Dette legger i grunnen veien åpen for fantasifulle religiøse og filosofiske spekulasjoner. Big-bang-teorien fortrenger på ingen måte tanken om en Skaper. Den fortrenger riktig nok et og annet religiøst dogme. Men prinsippet om at Gud en gang har skapt verden er på ingen måte fortrengt, for det sier ingenting om hvordan han skapte det. Teorien er derfor en trussel mot spesifikke religioner, men ikke mot religion generelt. Uten tvil har den mange berøringspunkter mot vitenskapens grenseland, og hvor grensene ikke er stengt for andre disipliner til å gå over. Et av disse problemene, kanskje det største, er skapelsen og selve eksistensens problem. Kanskje er det godt at en hver teori etterlater seg et slikt knippe av paradokser, filosofiske og religiøse spørsmål, det er jo disse som gir tanken vinger og gjør livet verdt å leve, iallfall for oss uvitende.

 

Avsluttende refleksjoner.

Hvilken holdning skal man ta til en slik gigant-teori som Big Bang? Uten tvil er den den mest omfattende teori mennesket noensinne har produsert, i den betydning at den inneholder enorme hav av rom og tid og samtidig baseres på vår viten om de minste bestanddeler vi kjenner. På denne måten rommer den et komplett verdensbilde, det første som er basert på systematisk observasjon, induksjon og deduksjon. Den er vitenskapelig tvers gjennom, men peker likevel inn mot vitenskapens grenseland, mot selveste eksistensens mysterium. På en avslørende måte viser den at vår viten er sterkt begrenset. Den er full av problemer, men like full av data som aldri kan benektes. Intet av dette avgjør teorien. Den representerer kort og godt det stadium mennesket er kommet til pr. i dag, ved bruk av rene allmenngyldige metoder, uten bruk av religiøs eller mystisk innsikt. Hvor nær eller hvor fjern den er sannheten, hvem av oss tør egentlig gi noe svar på det? På det filosofiske området gir den helt klart flere merkelige muligheter. Det hele begynte som en singularitet, et tidløst egg, som uten noen forutgående prosess plutselig eksploderte og dannet et gigantisk kosmos. Deretter faller kanskje det samme kosmos tilbake for deretter å forbi i denne tilstanden i all evighet. Dersom dette er riktig er vår eksistens, vårt lille vindu i tidenes evigheter, intet mindre enn et mirakel. I en verden, uten hendelser, uten tid, som består av et singulært punkt av energi, skjer det en engangshendelse: et univers blir til, lover blir til, utallige verdener skapes, livet oppstår, intelligensen oppstår, fornuftsvesener ser det hele og undrer seg, så forsvinner det hele der det kom fra. For oss er dette magi, like mystisk som poltergeist, psykokinese, profetier eller ut-av-kroppen opplevelser. Noe av de samme problemer får man dersom universet utvider seg til et evig intet.

På en måte ligner dette på gamle velkjente oppfatninger: vår verden og vi selv er noe helt spesielt, noe unikt i forhold til alt annet. Vi har gitt opp ideen om at jorden som universets sentrum, og melkeveien som den eneste galaksen, men fortsatt er vi en øy av tid i et tidløst hav, den eneste øyens som finnes; det eneste som i det hele tatt eksisterer i en uendelighet av intet. Det er klart at med en slik konklusjon er vitenskapen spilt helt utover sidelinjen.

Den andre muligheten, at alt eksisterer som en uendelig syklus er like sær, man for meg noe mer filosofisk attraktiv. Ofte ser det ut som at vi lar det filosofisk, eller religiøse akseptable bli det avgjørende for vår holdning til en slik teori. Men hvorfor ikke gjøre dette når ingen vitenskapelige fakta kan avgjøre den helt? Slik den står isolert, er den ikke særlig oppløftende for noen av oss, selv ikke for dens tilhengere. Steven Weinberg sier følgende i sin avslutningskommentar i boken "De tre første minutter":

 

"Men uansett hvilken kosmologisk modell som til slutt viser seg å være riktig, er det ikke mye trøst å hente i alt dette. Vi mennesker har en nesten uimotståelig trang til å to at vi står i et spesielt forhold til resten av universet, at vi har en eller annen form for privilegert stilling i naturen - at menneskelivet ikke bare er et mer eller mindre farseaktig utfall av en kjede tilfeldigheter som strekker seg bakover mot de tre første minuttene, men at vi på en eller annen måte ble bygget inn i planen fra begynnelsen av. Mens jeg skriver dette sitter jeg tilfeldigvis i et passasjerfly i 10000 meters høyde over Wyoming, på vei hjemover til Boston fra San Fransisco. Under meg ligger jorden, myk og innbydende - dunete skyer, snø som blir rødlig i solnedgangen, veier som strekker seg i rette linjer fra by til by. Det er en hard og bitter erkjennelse at alt dette er bare en bitte liten del av et stort og overveldende fiendtlig univers. Enda hardere er det å fatte at dette, vårt nåværende univers har utviklet seg fra en tidligere tilstand som er ubeskrivelig fremmed for oss, og at det går imot en fremtidig utslettelse i evig kulde eller uutholdelig varme. Jo mer vi føler at vi forstår universet, jo mer meningsløst virker det"85.

Da jeg leste disse ordene slo en tanke ned i meg: kan det være at dersom man bruker den strenge, kalde og ufølsomme vitenskapelige metode, får man også kalde, ufølsomme og meningsløse fakta. Et tankekors.

Men konklusjon på det hele er at denne teorien står sterkt, men den er på ingen måte det endelige svar. Ingen teori om kosmos har kostet så mye forskning og ressurser som denne. Den fortjener respekt, ærbødighet, ydmykhet og beundring uansett om man aksepterer den eller ikke.

 



[15] Viser her til drøftelsen av tidløshet og evighet i kap. 8.3.2

[16] Se drøftingen av tidløshet og evighet, avsnitt 8.3.2.

[17] Men denne konstanten kom til heder og verdighet igjen da man innførte hypotesen om Mørk Energi, som forklarer universets høye ekspansjonsrate.

[18] En teori, fremsatt bl.a av Fred Hoyle, som går ut på at materie hele tiden skapes i takt med at universet utvider seg.

[19] Datering av bergarter på jorden er et interessant felt i seg selv, som vi skal komme tilbake til i neste kapittel om evolusjonsteorien.

[20] Den tilsynelatende lysstyrken er definert som lysfluksen pr areal. Lysfluksen er den totale mengde mottatt lys, målt i Watt.

[21]  Absolutt lysstyrke er definert som lysfluksen pr. romvinkel,

[22]  2FY side 205

[23] Et legeme som ikke reflekterer stråling.

[24] Wiens forskyvnings-lov og Stefan-Boltzmanns lov. Disse skal vi komme tilbake til.

[25] Sorte hull, kommer vi nærmere inn på i forbindelse med stjernenes utvikling.

[26] Også kalt hulromsstråler.

[27] Hvileenergien er den energien vi ville ha fått dersom vi omgjorde hele partikkelens masse (når den er i ro) til energi.

[28] Weinberg gir en ganske god beskrivelse av dette problemet på sidene 149-151 i "De tre første minutter". Men vi skal ikke komme nærmere inn på det her.

[29] Se side 7.

[30] Avhenger av verdien på Hubbels konstant og universets massetetthet.



1. Stoffet om Augustins syn på tid og skapelse er hentet fra "Tenkningens historie" side 259/260

2. Es. 55.9

 

3. De første tre minutter. Side 33.

4. Illustrert vitenskap nr. 10 1984 Side 51.

5. De første tre minutter. Side 43.

6. De første tre minutter. Side 42

7. De første tre minutter. Side 42

8. De første tre minutter. Side 43

   Illustrert vitenskap nr 10 1984. Side 51.

9. De første tre minutter. Side 44

10. De første tre minutter. Side 17.

11. De første tre minutter. Side 18.

12. Det intelligente univers. Side 164.

13. De første tre minutter. Side 43

14. Illustrert vitenskap nr 7 86. Side 6.

15. De første tre minutter. Side 40.

16. De første tre minutter. Side 56 - 63.

17. De første tre minutter. Side 138

18. Det intelligente univers. Side 173.

19. De første tre minutter. Side 17.

20. Det intelligente univers. Side 173.

21. Vitenskapens verden. Bind 5. Side 109.

22. Det intelligente univers. Side 175.

23. De første tre minutter. Side 143.

24. De første tre minutter. Side 18.

25. Illustrert vitenskap nr. 10 1990. side 57.

26. De første tre minutter. Side 36

28. Fysikk 3FY side 211

29. Fysikk 3fY side 209.

    Vitenskapens verden side 41.

30. Illustrert vitenskap nr 4 1990 side 24.

31. Fakta nr 7. 1990 side 58.

32. Illustrert vitenskap nr 4 1990 side 24.

33. De første tre minutter. Side 39.

Graden av maksimal rødforskyvning er i denne boken satt til over 300%. I vitenskapens verden nr 5, side 88 fortelles det imidlertid om kvasaren Q0000-26 som har en rødforskyvning på 411%. Dette tilsvarer 96% av lyshastigheten.

34. Vitenskapens verden. Nr 5. side 88.

35. Vitenskapens verden nr 5 side 89.

36. Vitenskapens verden side 91.

37. Illustrert vitenskap nr 1. 1986 side 21.

38. Vitenskapens verden nr 5 side 102.

39. De første tre minutter. Side 39/40

40. Vitenskapens verden. Bok 5 side 109.

41. De første tre minutter. Side 71/72

42. De første tre minutter. Side 66,67,68

43. Illustrert vitenskap nr 10 1990, side 58.

44. De første tre minutter. Side 136 / 137

45. De første tre minutter. Side 136/137

46. De første tre minutter. Side 132.

47. De første tre minutter. Side 188

48. De første tre minutter. Side 89 - 113

49. Se 8.3.7

50. De første tre minutter. Side 155

51. De første tre minutter. Side 158

52. Se 8.3.7

53. De første tre minutter. Side 159

    Illustrert vitenskap nr. 8 1985 side 70.

54. Teorien om det inflasjonære univers er hentet Illustrert vitenskap nr 9 1985 sidene 69-71.

55. Mesteparten av dette stoffet er hentet fra kapittel 5 i Steven Weinbergs bok "De tre første minutter".

56. Det intelligente univers. Side 183

57. De første tre minutter. Side 86

58. De første tre minutter. Side 87

59. Illustrert vitenskap nr 11 1984 side 54.

60. Illustrert Vitenskap side 53 - 57 og side 78.

61. Illustrert vitenskap nr 3 1991 side 24.

62. Illustrert Vitenskap nr 9 1986 side 18.

63. Illustrert vitenskap nr 10 1990 side 23.

64. De eksakte reaksjonsforløpene er hentet fra 2fy side 236, 237.

Det utfyllende stoffet er hentet fra Vitenskapens verden nr. 5 side 32/33.

66. Vitenskapens verden nr 2. Side 98,99 og 100.

67. Illustrert vitenskap nr 11 1985 side 67.

68. Illustrert vitenskap nr 10 1987 side 10.

69. Det beste. Februar 1987 side 64.

70. Fysikk 3FY side 214/215

71. Sorte Hull. Side 63.

72. 3FY. side 217.

73. 3FY side 218/219

74. Sorte Hull. side 63/64

75. 3FY side 219.

76. Sorte Hull side 63

77. Sorte Hull side 172

78. Sorte hull side 85

79. Sorte Hull side 92/93

80. Vitenskapens verden nr 5 side 55.

81. Illustrert vitenskap nr 5 1984 side 8

82. Illustrert Vitenskap nr 10 92, side 52-53

83. De første tre minutter. Side 171

84. Vitenskapens verden nr 5 side 116

85. De første tre minutter. Side 172


 [RUW1] Henvis til det heftet som drøfter tiden.