10 Fødsel og død. 10 Fødsel og død

Transkript

1 10 Fødsel og død Jeg sagde i slutningen af kapitel 2, at vi ved hjælp af de astronomiske teleskoper kan se helt tilbage til den tid, da den første generation af stjerner netop var blevet dannet. Heraf kan du udlede, at det videnskabelige verdensbillede må indeholde et fødselstidspunkt for universet og dets indhold. Der har været en epoke, hvor universet ikke eksisterede, og der har været en hændelse, der fik universet til at opstå. Hvordan kan vi nu vide dette? Det kan vi på grund af noget meget væsentligt, som jeg helt har fortiet indtil nu. For det første: universet udvider sig. Og for det andet: på trods af, hvad jeg tidligere har sagt, findes der faktisk noget bag de allerfjerneste galakser. Det, at universet udvider sig, kunne have været forudsagt allerede kort efter, at Albert Einstein formulerede sin generelle relativitetsteori i Denne teori er, som vi har set, en teori om tyngdekraften, og som sådan udtaler den sig også om universets overordnede struktur, der jo i høj grad er styret af netop tyngdekraften. En af teoriens forudsigelser er, at universet ikke kan være statisk. Ligningerne dikterer, at det enten må udvide sig eller trække sig sammen. Og her er så et eksempel på, at selv en visionær videnskabsmand som Einstein, der formåede fuldstændig at vende op og ned på vores forståelse af tid og rum, kunne være bundet af sin samtids fordomme. Enhver i begyndelsen af det 20. århundrede vidste, at universet var uforanderligt. Det blev hverken større eller mindre, men bevarede sin opbygning og sammensætning uforandret igennem tiden. Så Einstein tilføjede et led til sine ligninger, en værdi han kaldte den kosmologiske konstant symboliseret ved det græske bogstav Λ (lambda), og som havde den egenskab, at den kunne modvirke tyngdekraftens destabiliserende effekt. Einstein omtalte siden Λ som sin største fejltagelse, nemlig efter at den amerikanske astronom, Edwin Hubble, i 1929 ved hjælp af observationer af fjerne galakser kunne vise, at universet rent faktisk udvider sig. Så den kosmologiske konstant forsvandt igen fra den generelle relativitetsteoris ligninger for en tid. I 1990 erne viste nye observationer nemlig, at Einstein havde gjort ret i at introducere sit lambda, om end af ganske andre grunde end han kunne have forestillet sig. Men det er en anden sag, som vi skal vende tilbage til senere. Hubbles observationer og de deraf følgende konklusioner er nogle af de mest fundamentale inden for kosmologien. Faktisk kan man med en vis ret sige, at det først var med Hubble, at kosmologien begyndte at blive konkret videnskab og ikke bare filosofisk tidsfordriv, så det er ikke uretfærdigt, at menneskehedens første rumteleskop blev opkaldt efter ham. Hvad Edwin Hubble så var, at alle galakser fjerner sig fra Mælkevejen med en hastighed, der er proportional med deres afstand fra os. Jo længere borte en galakse er, jo hurtigere bevæger den sig væk. Men hvordan kan man i det hele taget måle en galakses afstand og hastighed? Almindelig triangulering, der i århundreder har været anvendt til bestemmelse af afstande på jordoverfladen, kommer fuldstændig til kort hinsides de nærmeste stjerner. Der er imidlertid en anden mulighed. Hvis man ved, hvor meget lys en stjerne udsender (dens absolutte lysstyrke), kan man ved at sammenligne med, hvor kraftigt den lyser på himlen (dens tilsyneladende lysstyrke) beregne, hvor langt borte den er. Men hvordan kan man så finde den absolutte lysstyrke? En kraftigtlysende stjerne, der er langt væk, kan jo have samme tilsyneladende lysstyrke som en svag stjerne, der er tæt på. Heldigvis kommer naturen til hjælp. Der findes en bestemt klasse af variable stjerner, Cepheider, hvis lysstyrke stiger og falder i intervaller, der er relateret til deres absolutte lysstyrke. Så ved at måle varigheden af Cepheiders lysvariationer i fjerne galakser, kunne Hubble slutte sig til disse stjerners absolutte lysstyrke og derefter beregne afstanden til den galakse, der husede dem. 194

2 Fjerne galaksers hastighed i retningen bort fra eller hen imod jorden er i princippet meget lettere at måle end deres afstand. Til dette formål benyttes Dopplereffekten, som jeg fortalte om i kapitel 5. En lyskilde, der nærmer sig, virker mere blålig, end hvis den var i hvile, mens en lyskilde, der fjerner sig, virker mere rødlig. Edwin Hubble opdagede, at galakserne virker mere og mere rødlige, jo længere borte de er, men aldrig blålige 1. Alle galakserne måtte altså antages at bevæge sig bort fra Mælkevejen, men aldrig imod den. Man taler derfor i astronomien sædvanligvis om rødforskydning i stedet for om Dopplereffekt. Sammenhængen mellem rødforskydning (og dermed hastighed væk fra os) og afstand er så konsekvent, at Hubble kunne formulere en meget simpel lov, Hubbles lov, udtrykt ved: (10.1) v H0D Denne ligning siger, at en galakses hastighed bort fra os (v) er lig en konstant (H 0 ), Hubbles konstant, gange galaksens afstand (D). Så hvis vi én gang for alle kan bestemme Hubbles konstant, kan vi altså ved hjælp af en forholdsvis nem måling af en galakses rødforskydning bestemme dens afstand. I Hubbles lov benyttes sædvanligvis enhederne km/s for hastighed og Mpc (megaparsec 2 ) for afstand. Det betyder, at H 0 får enheden km/s/mpc eller med videnskabelig notation kms -1 Mpc -1. Med denne enhed er det bedste estimat for H 0, man kan få i øjeblikket Fig. 1a. t = t 1. (10.2) H 70,8 0 kms-1 Mpc -1 Dette er et af de vigtigste tal i moderne kosmologi, men før jeg afslører hvorfor, skal vi lige se på en anden ting. Hubbles lov fortæller os, at alle andre galakser fjerner sig fra Mælkevejen. Betyder det så ikke, at vores galakse befinder sig i universets centrum? Svaret er nej, hvilket kan illustreres med de to billeder af kuglehoben, Messier 15, på fig. 1. Forestil dig, at det øverste billede viser kuglehoben på et eller anden tidspunkt, som vi kan kalde t 1, og at det nederste viser kuglehoben på et senere tidspunkt, t 2. På billederne har jeg markeret tre stjerner, A, B og C, som jeg har udvalgt tilfældigt, og jeg har tegnet en rød linie fra A til B og en grøn linie fra A til C. Fig. 1b. Messier 15. t = t 2. 1 Dette er selvfølgelig en oversimplificering af virkeligheden. Der findes galakser, specielt i det nære univers, der nærmer sig Mælkevejen, fordi deres egenhastighed hen imod os er større end den hastighed bort fra os, de har som følge af universets udvidelse. Dette er dog ikke noget, der påvirker de store linier. 2 1 Mpc er 1 million parsec eller 3,26 millioner lysår. Enheden parsec er et specielt astronompåfund. Den er defineret som den afstand en stjerne har, hvis den over en basislinie på 1 AE har en parallakse på 1 buesekund. ( Parsec er en sammentrækning af parallax arcsecond ). 195

3 Forskellen mellem de to billeder, (forestiller vi os), er, at M15 i tidsrummet mellem t 1 og t 2 er svulmet til dobbelt størrelse. Det betyder også, at linierne AB og AC hver især er blevet dobbelt så lange. Men hvordan vil Xenia, der bor på en planet, der kredser om stjernen A, der jo befinder sig inde i stjernehoben, opleve udvidelsen? Lad os antage, at Xenia måler afstanden fra A til B og fra A til C ved tidspunkt t 1 og finder, et de er 2 og 4 lysår. Så er de tilsvarende afstande ved tidspunkt t 2 det kunne for eksempel være 10 år senere begge fordoblet til henholdsvis 4 og 8 lysår. På 10 år har B derfor fjernet sig 4 2 = 2 lysår, og C har fjernet sig 8 4 = 4 lysår. B s og C s hastighed i forhold til A får Xenia derfor til henholdsvis 2/10 = 0,2 lysår pr. år og 4/10 = 0,4 lysår pr. år. Noget tilsvarende vil gælde, ligegyldigt hvilke stjerner Xenia vælger at måle afstanden til. Hun ser altså, at alle de andre stjerner bevæger sig bort fra hende, og at deres hastighed er større, jo længere borte de er. Man behøver altså ikke befinde sig i et hypotetisk centrum for at observere denne effekt. Erstatter vi stjerner med galakser i ovenstående ræsonnement, ser vi, at en observatør i en vilkårlig galakse i et univers, der udvider sig, vil se alle andre galakser bevæge sig bort. Og den hastighed, hvormed en galakse fjerner sig, er proportional med dens afstand fra observatøren. Men selv om det ikke er Mælkevejen, der er centrum i vores ekspanderende univers, så må der vel være et eller andet punkt, der er centrum. Ikke nødvendigvis! Det er faktisk temmelig let at forestille sig en situation, hvor noget udvider sig, uden at der er et centrum. Forestil dig, at det ikke er stjernehoben, M15, der vokser, men jorden. Uanset hvor på jordens overflade, du står, vil du se alle andre genstande bevæge sig bort, dvs. du vil opleve det, som om det er dig, der er i centrum. Og forestil dig så, at du erstatter jordens todimensionale overflade med hele det tredimensionale univers, så du ligner universet ved overfladen af en hyperkugle som den, vi stiftede bekendtskab med i kapitel 3. Hvor eksotisk det end lyder, giver dette faktisk det bedste billede af universets udvidelse, (om end hyperkugleoverfladen ikke nødvendigvis svarer til universets sande facon). Og den bedste umiddelbart forståelige analogi fra dagligdagen er en ballon, der blæses op. Universet er da overfladen af ballonen, og galakserne er pletter på denne overflade. Nu kan du sikkert også begynde at ane, hvad det egentlig er, der udvider sig. Man er tilbøjelig til at forestille sig, at alle galakserne farer af sted bort fra hinanden som sprængstykkerne efter en bombeeksplosion, men ved hjælp af ballonanalogien kan du se, at det er rummet selv, der udvider sig. Der bliver simpelthen mere og mere rum imellem universets stofdele. Denne udvidelse af rummet sker principielt ligeligt ud over hele universet, dvs. også mellem dit og dine forældres hus. Men du kan ikke bruge universets udvidelse som undskyldning for, at der bliver længere og længere imellem dine besøg. For det første kan vi ud fra Hubbles konstant regne ud, at hvis du har 1 km til dine forældre nu, vil afstanden kun være vokset med lidt over 70 nm (70 milliardtedele af en meter) om et år. Og for det andet er det træk, udvidelsen forårsager, så svagt, at selv tyngdekraften sagtens kan modstå det. Derfor har udvidelsen af rummet ingen som helst virkning på jorden eller solsystemet eller hele vores lokale galaksehob for den sags skyld. Det er kun afstande mellem galaksehobene, der vokser som følge af universets udvidelse. Nuvel, kan du med en vis ret protestere. Det er jo rigtigt nok, når vi kun betragter jordens todimensionale overflade, men jordens kerne danner jo stadig midtpunkt for udvidelsen. Og universet er tydeligvis ikke todimensionalt, men tredimensionalt! Indvendingen er forståelig, men af to grunde alligevel ikke relevant. For det første: i analogien med jorden, der blæses op, er det jordens overflade, der svarer til universet. Jordens indre og dermed det centrum, udvidelsen sker i forhold til, befinder sig uden for analogiens univers. For det andet: rum med to eller flere dimensioner kan godt være krumme, uden at der er en eks- 196

4 tra dimension, de er krummet omkring. Det kommer jeg ind på i flere detaljer i kapitel 11, hvor vi vil stifte bekendtskab med den basale matematiske formalisme bag krumme rum. Her og nu rækker det at sige, at vores tredimensionale univers godt kan have en form, (for eksempel overfladen af en hyperkugle ), der forklarer Hubbles observationer på smukkeste vis, uden at vi behøver at antage, at der findes et sted, der har det særlige privilegium at være universets centrum. Og en sådan antagelse vil vi meget gerne undgå, for en af kosmologiens grundpiller er, at universet er isomorft, dvs. at det populært sagt opfører sig på samme måde, uanset om vi befinder os på jorden eller i en galakse en milliard lysår borte. Denne kosmologiske grundantagelse er selvfølgelig ikke taget ud af den blå luft. Den stemmer med observationerne, og den er en forudsætning for relativitetsteorien, der også stemmer med observationerne. Men bevises kan den faktisk ikke. Nu vil nogle måske mene, at jeg modsiger mig selv. Afsluttede jeg ikke kapitel 2 ved at vise en stor kugle, som jeg hævdede var et kort over hele universet? Og viste dette kort ikke Virgosuperhoben, som Mælkevejen er en del af, placeret inde i midten? Jo, det er rigtigt på nær en enkelt detalje. Kortet viser ikke hele universet, men hele det synlige univers. Der er i bogstaveligste forstand verdener til forskel. Det synlige univers er den del af universet, hvorfra lys har haft mulighed for at nå frem til os. Eftersom dette lys strømmer imod os fra alle retninger, har det synlige univers nødvendigvis form som en kugle med jorden i centrum. Sådan vil det være, uanset hvor vi befinder os. Stod vi på en planet i en fjern galakse, ville det synlige univers stadig være en kugle med os i centrum. Dette forhindrer ikke, at universets overordnede, komplette struktur kan være helt anderledes. Du kan sammenligne det med en mere dagligdags og jordnær situation. Hvis du befinder dig på en bakketop et eller andet sted, vil du kunne se den synlige jord som en cirkelformet skive med dig selv i centrum. Om du befinder dig på Sjælland, i Texas eller på Hiva Oa gør ingen forskel. Nogle af detaljerne vil selvfølgelig være forskellige, men formen i matematisk jargon topologien er den samme. Alle tre steder er den synlige jord en cirkel med dig i centrum og en radius svarende til afstanden til horisonten. Men dette forhindrer ikke, at hele jordens facon er en ganske anden. Det samme gør sig gældende i en lidt anden skala! for universet, men her er det bare lysets endelige hastighed og det faktum, at universet ikke har eksisteret evigt, der skaber en slags horisont. Når nu universet udvider sig, så må det en gang have været mindre. Jo længere tilbage i tiden, jo mindre. Hvis vi ekstrapolerer universets udvidelse tilstrækkelig langt tilbage i tiden, må vi uvilkårligt nå til et tidspunkt, hvor alt stof var samlet inden for et meget lille volumen. Det betyder så også, at universet i hvert fald i den form vi kender det i dag må have haft en begyndelse. Dette er essensen i Store Brag-teorien 3, der især blev udviklet af den russiskamerikanske fysiker, George Gamow. Men der er faktisk også en anden mulighed, som var ganske populær op til midten af 1960 erne. Hvis nu man antager, at universet er uendeligt, så må det, at alle galakser flygter bort fra hinanden, betyde, at universet bliver mere og mere tomt med mindre der opstår nyt stof i takt med, at det gamle forsvinder. Dette er den såkaldte Uforanderlig Tilstand-teori, der havde den britiske astronom, Fred Hoyle, som varmeste fortaler. 3 Jeg har brugt temmelig lang tid på at overveje, om jeg skulle benytte den engelske betegnelse, Big Bang, eller oversætte den til dansk. Alle danskere forstår jo engelsk nu om dage. Men for det første synes jeg, at vi danskere bør kunne kommunikere på vores eget sprog, og for det andet forsvinder der nogle betydningselementer, når man bruger engelsk. Så hvis du synes, at Store Brag som betegnelse for en teori om universets opståen lyder lidt komisk, har jeg opnået præcis det, jeg ville. Det er nemlig sådan Big Bang lyder i engelske ører. 197

5 Jeg husker fra min barndoms astronomilæsning, hvordan disse to teorier stod over for hinanden som jævnbyrdige modstandere med hver deres følge af prominente tilhængere. Men tiderne skiftede, og efterhånden faldt Uforanderlig Tilstand-teoriens tilhængere fra i et sådant omfang, at der i dag næppe er en eneste kosmolog, der ikke accepterer Det store Brag. Hvem var det for resten, der opfandt navnet Store Brag? Det var såmænd ingen anden end Fred Hoyle, teoriens modstander! Han introducerede det i forbindelse med et populærvidenskabeligt radioforedrag i Uforanderlig Tilstand-teoriens fald og Store Brag-teoriens sejrsgang begyndte i To amerikanske astronomer ved Bell Labs i New Jersey, Arno Penzias og Robert Wilson, havde i et stykke tid arbejdet ihærdigt på at fjerne noget støj, der blev ved med at dukke op i den store antenne, de var i færd med at klargøre til brug inden for radioastronomien. I begyndelsen troede de, at der var tale om en fejl i udstyret, men efterhånden som alle fejlkilder blev elimineret, måtte de erkende, at støjen ikke havde sin oprindelse i hverken antenne eller forstærkere, men i himlen. Penzias og Wilson havde helt tilfældigt opdaget den kosmiske baggrundsstråling. Dette er et eksempel på, at det betaler sig at være på det rigtige sted på det rigtige tidspunkt, for opdagelsen indbragte dem Nobelprisen i Hvad havde en svag radiostøj, der syntes at være jævnt fordelt over hele himlen, at gøre med en strid mellem to kosmologiske teorier? Alt! En sådan stråling var præcis, hvad Store Bragteorien forudsagde, mens Uforanderlig Tilstand-teorien ikke anede, hvad den skulle stille op med den. Store Brag-teorien forudsagde desuden, hvordan strålingens intensitet skulle være fordelt på forskellige frekvenser, (dvs. dens spektrum), og dette så også ud til at stemme med observationerne. Nu er det ikke nogen let sag at bestemme den kosmiske baggrundsstrålings spektrum, for en stor del af strålingen absorberes af jordens atmosfære. En helt præcis måling måtte derfor afvente, at et passende instrument kunne sendes ud i rummet. Det skete i form af NASAs CO- BE 4 -satellit, der blev opsendt i 1989 og brugte de følgende år på at indsamle data. Det spektrum, COBE målte, er vist på fig. 2. Hen over COBEs 34 datapunkter er med blåt tegnet det spektrum, Store Brag-teorien forudsiger. Overensstemmelsen mellem observation og teori er så fuldkommen, at datapunkterne inklusive deres fejlmarginer forsvinder bag den teoretiske kurve! Dette er en af videnskabshistoriens mest spektakulære sammenfald mellem teori og observation. Konklusionen på basis af COBEs observationer er, at Store Brag-teorien er vores bedste bud på en forklaring på, hvorfor universet ser ud, som det gør. Universet må i hvert fald i den form vi kender det i dag have haft en begyndelse, hvor alt stof var samlet inden for et meget lille volumen. Men hvor langt tilbage i tiden ligger så denne begyndelse? Det er hér, Hubbles konstant, H 0, viser sin betydning. Fig. 2. Den kosmiske baggrundsstrålings spektrum målt af COBE-satellitten i Spektret svarer eksakt til den sortlegemestråling med en temperatur på 2,72 K, som Store Brag-teorien forudsiger. (Efter NASA). Fra Hubbles lov, ligning (10.1), husker vi, at H 0 knytter galaksers relative radiale hastighed, (dvs. deres hastighed bort fra jorden), sammen med deres afstand fra os. Og vi så i (10.2), at H 0 har den underlige enhed kms -1 Mpc -1. Men det skyldes bare, at vi har valgt en underlig, (men praktisk) enhed til at angive galaksernes afstand. Hvis vi i stedet for megaparsec benytter kilometer, får H 0 enheden kms -1 km -1 eller kort og godt s -1. Hubbles konstant angiver altså 4 COsmic Background Explorer. 198

6 invers tid, og som tid! H H (eller skrevet på en anden måde 1 0 ) må derfor være noget så dagligdags 0 H kaldes da også for Hubble-tiden, og med den tidligere (i 10.2) nævnte værdi for H 0 fås Hubbletiden til ca. 14 milliarder år. Men hvad angiver den? Intet mindre end universets alder eller (for nu at forblive på sandhedens smalle sti) en tid, der er proportional med universets alder. Hvis vi tager ligning (10.1) og arrangerer lidt om på den, får vi følgende (10.3) H 1 0 D v Hubble-tiden er lig afstanden til en galakse divideret med dens hastighed bort fra os. Hvis vi antager, at universets udvidelse har foregået med konstant hastighed, lige siden den begyndte, kan vi måle D og v for en eller anden (tilfældig) galakse og simpelthen regne med, at denne galakse har bevæget sig ud til afstanden D med den konstante, tilsyneladende hastighed, v. Hubble-tiden bliver da slet og ret identisk med universets alder, som vi kan kalde A: (10.4) A H 1 0 Men der er jo ingen, der siger, at universets udvidelse rent faktisk har foregået med konstant hastighed. Tværtimod er det meget rimeligt at antage, at udvidelseshastigheden har aftaget med tiden. Galakser har masse, og masse trækker i masse på grund af tyngdekraften. Man kan derfor let forestille sig, at galakserne har trukket i hinanden og dermed fået udvidelsen til at tabe fart, dvs. at universets udvidelse decelererer. Astronomerne har et mål for denne eventuelle deceleration, de taler om decelerationsparameteren, symboliseret ved bogstavet q. I det første scenarium, hvor vi antog konstant udvidelseshastighed, er q lig med 0. I det andet scenarium, hvor udvidelsen taber pusten, er q større end 0. Hvordan er sammenhængen mellem Hubble-tiden og universets alder i denne situation? Husk på, at jo længere ud i universet, vi ser, jo længere tilbage i tider ser vi. Når vi derfor måler en meget fjern galakses hastighed, kommer vi til at overvurdere den tid, der er gået, siden den var helt tæt på Mælkevejen. Mens lyset fra galaksen har bevæget sig mod jorden, har universet jo udvidet sig med stadig mindre hastighed, og galaksen har derfor nået sin afstand fra os med en mindre gennemsnitlig hastighed, end den vi umiddelbart har målt på galaksen. Det betyder, at Hubbletiden, som vi beregner, må være større end universets alder, eller set fra den anden side at alderen er mindre end Hubble-tiden: (10.5) A H 1 0 Nu er astronomer jo grundige mennesker, så for fuldstændighedens skyld har de også regnet på den tredje mulighed, nemlig at q er mindre end 0. Dette er dog en temmelig eksotisk situation, for q < 0 indebærer, at universets udvidelse accelerer. Hvordan kan man forestille sig, at dét skulle ske? Det ville kræve, at galakserne skulle puffe til hinanden, helt i modstrid med det vi ved, nemlig at de via deres indbyrdes tyngdekraft tiltrækker hinanden. Men regner man scenariet igennem, får man om sammenhængen mellem universets alder og Hubble-tiden: (10.6) A H 1 0 Vi kan sammenligne de tre q-scenarier med en mere dagligdags situation. Forestil dig en skinnestækning, hvor der holder en togvogn. På et eller andet tidspunkt får togvognen et puf, 199

7 så den begynder at bevæge sig hen ad skinnerne. Afhængigt af dens decelerationsparameter, q, vil du se vognen opføre sig som følger: (1) q = 0: vognen bliver ved med at bevæge sig med konstant hastighed. (2) q > 0: vognens hastighed aftager. (3) q < 0: vognens hastighed tiltager. Vores almindelige dagligdags intuition byder os at forvente q-scenarium (2). Det kan godt være, at togvognen vil trille et langt stykke, men på et eller andet tidspunkt må luftmodstand og friktion mellem hjul og skinner og i selve hjulophænget bringe vognen til standsning. Tyngdekraften er for galakserne, hvad friktion og luftmodstand er for togvognen. Scenarium nr. 1 ligger uden for vores normale erfaringer, men om ikke andet kan vi vel acceptere det som en idealisering. Enhver, der har set godsvogne blive rangeret, ved, at de kan trille ganske langt, uden at man kan opfatte nogen ændring i deres hastighed. Hvis man derfor kun betragter dem i kort tid, kan man tillade sig at se bort fra luftmodstand og friktion. Og skulle det endelig være, kan man forestille sig, at vognen befinder sig i vakuum, og at den ikke triller, men glider på friktionsløse skinner. Det er ikke helt umuligt; helium flyder for eksempel uden friktion, hvis det er nedkølet til ca. 271 C. I kosmologisk sammenhæng ville q = 0 blot indikere, at tyngdekraften ikke har haft tid til at bremse universets udvidelse så meget, at vi kan måle det. Men scenarium 3! Hvordan skal vi forholde os til det? Vi ser vognen få et puf, den begynder at trille ud ad skinnerne, og pludselig går det op for os, at den faktisk bevæger sig hurtigere og hurtigere! Ren magi. Det samme kan man sige om et univers med q < 0. Ingen regnede derfor for alvor med, at et sådant accelererende univers havde vældig meget med virkeligheden at gøre. Men i 1998 kom en meddelelse, der rystede verden, selv om rystelsen nok gik hen over hovedet på de fleste mennesker: nye, nøjagtige målinger viste, at vi faktisk lever i et accelererende univers, et univers hvor q er mindre end 0! Effekten er beskeden, så den påvirker ikke i nævneværdig grad overslaget over universets alder. 14 milliarder år er stadig et godt bud. Men noget har fået universets udvidelseshastighed til at stige efter det Store Brag, der satte det hele i gang. Hvad kan dette noget så være? Det er her, Einstein langt efter sin død får oprejsning. Sæt en positiv kosmologisk konstant, Λ, tilbage i den generelle relativitetsteoris ligninger, og vi får (en matematisk beskrivelse af) et univers, hvis udvidelseshastighed tiltager! Den matematiske formalisme, der bruges til at beskrive universet, kan altså sagtens tilpasse sig q < 0. Det er en god ting, for det betyder, at meget grundlæggende ting som relativitetsteorien, der har tjent os fuldstændig upåklageligt i 100 år, ikke nødvendigvis står for fald. Men det, at Λ kan redde situationen i matematisk forstand, siger jo ikke i sig selv noget om, hvad Λ egentlig betyder i fysisk forstand. Lad os lige vende tilbage til analogien med togvognen. Du ser vognen få et puf, den begynder at trille, og du opdager så til din forbavselse, at den triller hurtigere og hurtigere. Hvad er forklaringen? Det er faktisk ikke så håbløst, som det umiddelbart ser ud til. Der er i hvert fald to muligheder, der ligger lige for: 1. Vognen har en motor. Vi antog, at den bare var en tom kasse på hjul, fordi den måske lignede en almindelig godsvogn, men måske har den en lille elektromotor, der går i gang, når vognen bliver sat i bevægelse. 2. Skinnerne hælder. Måske er det kun de første 20 m, der er helt vandrette. Der kan være en lille nedadgående skråning længere ude ad sporet, som vi ikke har lagt mærke til i første omgang. Den behøver ikke være ret stor, bare den kompenserer for friktion og luftmodstand og lidt til. 200

8 Begge disse forklaringer kan oversættes til kosmologi, om end en vis nytænkning er påkrævet. Forklaring nr. 1: en motor. Hvilken motor kan galakserne være forsynet med? På en måde kan vi sige, at de allerede har en motor, nemlig tyngdekraften. Det er bare en motor, der har den modsatte effekt af den, vi søger. Den virker som bremse. Nu er det imidlertid sådan, at tyngdekraften kun er én af de motorer, universet benytter sig af. Vi kender fire i alt: tyngdekraften, den elektromagnetiske kraft, den svage kernekraft og den stærke kernekraft. Hver især har de deres egen personlighed. Tyngdekraften virker mellem alt stof, og dens rækkevidde er uendelig. Til gengæld er den ufatteligt svag. Den tiltrækning, du føler, når du står ved siden af din kæreste, har i hvert fald intet med tyngdekraften at gøre. Det er let at demonstrere, hvor svag tyngdekraften er. Tag en papirclips og en af disse magneter, man bruger til at holde huskesedler fast på køleskabsdøren. Læg clipsen på et bord og før magneten ned over den. Når magneten er ca. en halv centimeter over clipsen, hopper denne op og sætter sig fast på magneten. Det er der ikke noget forunderligt i; ethvert barn har leget med magneter og kender alle de morsomme ting, man kan lave med dem. Og dog. Tænk lige over det igen. Den elektromagnetiske kraft, som udgår fra en lillebitte magnet, du uden besvær holder mellem to fingre, er i stand til fuldstændigt at udkonkurrere hele jordklodens tyngdekraft. Når tyngdekraften alligevel altid har fat i den lange ende og har både skrabede knæ og knuste stjerner på samvittigheden, er det, fordi den altid er tiltrækkende, og fordi den aldrig giver slip, uanset hvor langt væk man kommer. Vel aftager den med afstanden, men den forsvinder aldrig helt. Den elektromagnetiske kraft, der er gange så stærk som tyngdekraften, har også uendelig rækkevidde, men den er ikke altid tiltrækkende. Tag to magneter og hold nordpol mod nordpol eller sydpol mod sydpol, og du vil tydeligt mærke effekten af et frastødende elektromagnetisk felt. I langt de fleste dagligdags situationer ophæver tiltrækning og frastødning hinanden, så vi kun sjældent mærker den elektromagnetiske kraft, men i den atomare verden dominerer den fuldstændig. Vel tiltrækker to atomer hinanden via tyngdekraften, men effekten er fuldstændig negligeabel. Det er deres elektriske egenskaber, der bestemmer, hvordan de opfører sig. De to kernekræfter mærker vi ikke så meget til, for deres rækkevidde er yderst begrænset. De når end ikke ud over en atomkerne. Så i den store sammenhæng gavner det ikke den stærke kernekraft, at den er den ubetinget stærkeste kraft i universet. Den holder så let som ingenting sammen på protonerne i en atomkerne, selv om de er positivt ladede og derfor frastøder hinanden elektromagnetisk, men får man først lirket protonerne lidt bort fra hinanden, flyver de af sted som skudt ud af en (elektromagnetisk) kanon. Hvad kan vi bruge disse betragtninger til i kosmologisk sammenhæng? Vi kan blive inspireret til i hvert fald to hypoteser om årsagen til, at universets udvidelse accelererer. Hypotese nr. 1: tyngdekraften har en skjult side, som vi først nu ser effekten af. Man kunne forstille sig, at den over kosmologiske afstande, altså ekstremt store afstande, skifter fra at være tiltrækkende til at blive frastødende. Hypotese nr. 2: der er en femte kraft, en frastødende kraft, hvis styrke ikke aftager, men tiltager med afstanden. Dette var den første forklaringstype, den der involverer en motor. Nu til den anden: Forklaring nr. 2: Skinnerne hælder. Hvad svarer i kosmologisk sammenhæng til jernbanens skinner? For at forstå det, skal vi huske på det, vi snakkede om før, nemlig hvad det er, der udvider sig. Der findes ikke et uendeligt, evigt, tomt rum, som universets indhold breder sig ud i som sprængstykker fra en eksplosion, for det, der udvider sig, er rummet selv. En ballon, der pustes op, er en langt bedre analogi end en bombe, der eksploderer. Det, der svarer til skinnernes hældning i togvognsanalogien, er da, at der er noget ved selve rummet, en slags 201

9 tryk, der gør, at det presses ud med stadig større hastighed. Dette er vores tredje hypotese vedrørende det accelererende univers: Hypotese nr. 3: det tomme rum er ikke tomt. Det er tvært imod fyldt med et tryk, der ikke alene holder udvidelsen gående, men får den til at vinde fart. Vi står nu med tre hypoteser, der alle er temmelig eksotiske og hulens vanskelige at eftervise eksperimentelt. Hvilken skal vi vælge? Har tyngdekraften en hidtil skjult komponent, som virker frastødende? Findes der en femte kraft? Eller er det tomme rum flydt af et mystisk tryk? De to første minder om hinanden. De vedrører universets kræfter, der sammen med partikler udgør de kosmiske ingredienser. Eksperimentelle fysikere har i årtier gjort forsøg på at finde en femte kraft eller en frastødende tyngdekraft, men uden held. Og spørger man de teoretiske fysikere, så er der næppe nogle af dem, der har nye kræfter på ønskesedlen. Der er ikke behov for dem i de eksisterende teorier, de fungerer faktisk ganske godt uden. Så er der et tryk i det tomme rum? Hvis det findes, kan det i hvert fald ikke måles eksperimentelt med eksisterende teknologi, men hvad siger teoretikerne? Er der plads til et sådant tryk i teorierne? Ja, det er der faktisk, men for at kunne forstå det, et jeg nødt til at ofre et par sider på at beskrive de allertidligste faser af universets eksistens. Og det er i denne forbindelse, vi har brug for at se det, der findes bag de fjerneste galakser. Jeg nævnte tidligere, at opdagelsen af den kosmiske baggrundsstråling gav dødsstødet til Uforanderlig Tilstand-teorien, fordi Det store Brag forudsiger en diffus stråling med præcis de egenskaber, som den kosmiske baggrundsstråling har. Vi skal nu se lidt nærmere på hvorfor. I Store Brag-scenariet begynder universet tilværelsen som en ufatteligt koncentreret og varm klump af energi. Når denne klump udvider sig, falder både tæthed og temperatur sekund (en milliontedel sekund) efter Det store Brag (ESB) begynder elementarpartikler som kvarker og elektroner at udkrystalliserer sig, og 1 sekund ESB begynder kvarkerne at finde sammen og danne protoner og neutroner. 3 minutter ESB er universet blevet lige så koldt som en stjernes kerne, så protonerne begynder at fusionere til heliumkerner. Hele universet består nu af en meget tæt suppe af frie elektroner, brintkerner (protoner), heliumkerner og en mængde fotoner, (dvs. elektromagnetisk stråling, lys ). Tilstedeværelsen af alle de frie elektroner gør imidlertid, at fotonerne ikke kan bevæge sig ret langt uden at blive absorberet, eller sagt med andre ord: universet er uigennemsigtigt. 20 minutter ESB er temperaturen faldet så meget, at fusionsprocesserne standser. Forholdet mellem mængderne af brint og helium er nu låst fast, indtil de første stjerner langt, langt senere begynder at lave om på det. Dette brint-til-helium-forhold er ifølge teorien ca. 3:1, hvilket faktisk stemmer med observationerne, når heliumbidraget fra stjernerne fraregnes. I lang tid sker der herefter ikke meget andet, end at universet udvider sig, og temperatur og tæthed vedbliver med at aftage. Fotonerne har fortsat meget begrænset bevægelsesfrihed, så universet er endnu fuldstændig uigennemsigtigt. Men år ESB sker en stor omvæltning. Der er nu blevet så koldt, at brintkerner og heliumkerner finder sammen med elektroner og danner rigtige atomer. Dermed forhindres fotonerne ikke længere i at bevæge sig frit; universet er med ét blevet gennemsigtigt! 202

10 Disse fotoner, der begyndte deres rejse, da universet var år gammelt, er dem, vi i dag 14 milliarder år senere kan registrere som den kosmiske baggrundsstråling! Men baggrundsstrålingen er ikke længere bare en diffus knitren. NASAs WMAP-satellit har målt strålingens intensitet med stor opløsning over hele himlen og dermed fremstillet et billede. Dette billede viser det, der findes bag de fjerneste galakser: aftrykket af universet som det så ud for 14 milliarder år siden, da det netop var blevet gennemsigtigt (fig. 3)! Fig. 3. Billede af variationerne i den kosmiske baggrundsstråling. (NASA/WMAP). Dvæl lidt ved dette billede, ligesom du gjorde med Hubble ultra deep field i kapitel 2. Forestil dig WMAPs billede som baggrund for Hubble-teleskopets, og prøv så at fornemme størrelsesforholdet. Hubble-billedet med dets tusinder af galakser dækker ca. en milliontedel af WMAPbilledet! Dette svarer nogenlunde til størrelsen af den lille prik ud for den røde pil nederst til venstre. Jeg har valgt at gengive WMAP-billedet i sort-hvid i stedet for med de falske farver, man normalt anvender. Jeg synes, det er lettere at se det som et naturligt billede af intensitetsvariationer på denne måde. På billedet ses alle lysstyrker fra sort til hvid, men i virkeligheden er forskellene i den kosmiske baggrundsstrålings styrke mellem forskellige områder ekstremt små. Man forventede ud fra teoretiske betragtninger, at disse bittesmå variationer måtte være der, men det var først i slutningen af det 20. århundrede, at tilstrækkeligt følsomme instrumenter kunne konstrueres. Men selv om den kosmiske baggrundsstråling er næsten fuldstændig homogen over hele himlen, er de små variationer overordentlig vigtige. Vi skylder dem faktisk vores eksistens! Livet, som vi kender det, har udviklet sig på en planet, der kredser om en stjerne, der har sit hjem i en galakse. Uden galakser havde der ikke været stjerner, og uden stjerner havde der ikke været planeter. Men hvor kommer galakserne egentlig fra? De kommer fra variationerne i den kosmiske baggrundsstråling! Forskellene i strålingsintensitet skyldes nemlig forskelle i stoftæthed, og det er disse forskelle i stoftæthed, dvs. i tætheden af de enorme brint- og heliumskyer, der fyldte det unge univers, som gjorde det muligt for stoffet at klumpe sig sammen under tyngdekraftens påvirkning. Galakserne groede frem af disse fortætninger. 203

11 Ovenstående giver imidlertid ikke nogen reel forklaring på, hvor galakserne kommer fra. For hvor kommer variationerne i stoftætheden fra? Paradoksalt nok hænger svaret på dette spørgsmål nøje sammen med svaret på det diametralt modsatte spørgsmål: hvorfor er variationerne ikke større? Dette sidste spørgsmål er kendt som kosmologiens horisontproblem, som vi skal se lidt nærmere på nu. Lad os nu bevæge os rigtig langt tilbage i tiden. Ikke bare til en milliontedel sekund ESB, hvor elementarpartiklerne begyndte at opstå, men til en epoke længe før: sekund ESB! På dette tidspunkt kan vi som tidligere nævnt bedst opfatte universet som fyldt af ultrakoncentreret energi. Forestil dig nu, at rummet er overfladen af en lillebitte, sort ballon, og at energien er hvid farve, som du har malet ballonen med. Du har gjort dig stor umage for, at farven skulle blive helt jævn, men nu, hvor ballonen begynder at blive pustet op, bemærker du alligevel, at nogle områder er lysere end andre. Din opgave er derfor mens ballonen ubønhørligt vokser at udjævne den endnu våde farve med en pensel, så ballonen bliver ved med at være helt ensfarvet. Det er bare ikke så let! Jo mere ballonen vokser, jo mere udstrækkes dens overflade, og jo mere forstærkes selv de mindste farveforskelle. På et tidspunkt er du nødt til at give op og affinde dig med, at farven ikke bliver helt ensartet. Ballonens overflade får lyse og mørke pletter. Det ekspanderende univers havde samme problem. Hvis energitætheden skulle forblive homogen, skulle ethvert tilløb til variation udjævnes hurtigst muligt ikke med en pensel, men med termodynamikkens 2. lov. Det er den, der siger, at forskelle i temperatur og tæthed osv. automatisk udlignes, hvis der er tid nok. Det var der bare ikke i hvert fald ikke, hvis vi antager, at udvidelsen har foregået nogenlunde jævnt lige fra begyndelsen og til nu. (Den tidligere omtalte acceleration hvor udfordrende dens eksistens end er er ikke nær stor nok til at gøre en sådan antagelse ugyldig). Det er ikke så svært at indse, hvorfor der ikke var tid nok. Lad os sige, at billedserien på fig. 4 ikke forestiller kernen i galaksen M80, men hele vort univers, mens det udvider sig. Som man ser, har termodynamikkens pensel ikke klaret at følge med udvidelsen, så universet er blevet mere og mere grynet, efterhånden som det er blevet større og større. Lad os antage, at det sidste billede forestiller universet i dag, og at området inden for den røde cirkel har en radius på 14 milliarder lysår, (svarende til radius af det, vi har omtalt som det synlige univers ). Nu ved Fig. 4. Kernen af galaksen M80 brugt til at illustrere opkomsten af ujævnheder i det ekspanderende univers. 204

12 vi jo fra tidligere, at universets alder er ca. 14 milliarder år, så den længste afstand, et signal kan have bevæget sig, er altså 14 milliarder lysår, eftersom intet kan bevæge sig hurtigere end lyset. Men det betyder jo så, at det er fuldstændig umuligt, at et signal kan have nået fra et vilkårligt punkt på den røde cirkel og til det diametralt modsatte punkt. Afstanden tværs over cirkelskiven er jo to gange radius, dvs. 28 milliarder lysår. Pointen er nu, at eftersom vi antager en nogenlunde jævn udvidelse af universet, gør et tilsvarende argument sig også gældende på alle tidligere tidspunkter, selv da universet bare var en mikroskopisk prik. Et signal har aldrig haft tilstrækkelig tid til at bevæge sig fra den ene ende til den anden, for i denne simple version af Store Brag-teorien har universet på et givet tidspunkt altid været større end den strækning, lys har kunnet nå at tilbagelægge siden fødslen. Der er en horisont, som signalet ikke har haft mulighed for at overskride. Og følgelig har termodynamikkens 2. lov heller aldrig haft mulighed for at sørge for, at forholdene overalt er blevet ens. Men dette er jo ellers netop, hvad vi ser! Universet er homogent, når vi betragter tilstrækkeligt store voluminer (fig. 5). Vel er galaksernes superhobe arrangeret i filamenter, men tæthed og form af disse filamenter afhænger ikke af, i hvilken retning vi lader vores teleskoper pege. Det samme gælder den kosmiske baggrundsstråling. Der er ujævnheder, men der er ikke flere eller anderledes ujævnheder i én retning end i en anden. Fig. 5. Hubble deep field fra henholdsvis nordlige (øverst) og sydlige (nederst) himmelhalvkugle. (NASA/ESA). Vi står altså i en situation, hvor vi kan se, at kosmos har samme struktur i alle retninger, og at dette ikke kan forklares termodynamisk. Samtidig ser vi også ud af den kosmiske baggrundsstrålings diminutive variationer, at der har været uregelmæssigheder i det tidlige univers. Hvad har da forhindret disse uregelmæssigheder i at vokse sig meget større, efterhånden som universet udvidede sig? Kan man ikke bare antage, at forholdene i den mikroskopiske energiprik, der blev til universet, rent tilfældigt var sådan, at de gav anledning til den balance mellem homogenitet og uregelmæssighed, vi observerer? Nej, ikke hvis man vil bevare en vis grad af troværdighed og videnskabelig selvrespekt. Beregninger viser nemlig, at forholdene umiddelbart efter Det store Brag i så fald skulle have været så fint afstemt, at en afvigelse på bare trilliontedele af en enhed ville have ført til et univers, der var fundamentalt anderledes end det, vi ser. At antage den slags tilfældigheder er ikke noget, der huer videnskabsfolk. Det ville svare til at forklare menneskers sammenstimlen på et stadion som en ren tilfældighed, i stedet for at søge en rationel årsag, som for eksempel at der blev spillet verdensmesterskab i fodbold. Nej, 205

13 enhver årsag har en virkning, og enhver virkning har en årsag. Det er kun i kvantemekanikkens submikroskopiske elementarpartikelverden, at dette ikke gælder. Hvordan kan vi så løse horisontproblemet og forklare tilstedeværelsen af de bittesmå, men for vores eksistens helt afgørende variationer i den kosmiske baggrundsstråling? Måske indeholdt det forrige afsnit faktisk de forløsende ord, måske skal vi i virkeligheden søge hjælp i kvantemekanikken! Det kan nok umiddelbart lyde temmelig langt ude. Vi søger en forklaring på fænomener, der har været bestemmende for universets struktur på den allerstørste skala, og derfor vender vi os til en gren af fysikken, der kun beskæftiger sig med det, der udspiller sig på den allermindste! Men måske er det ikke helt så ulogisk, som det umiddelbart lyder. For selv om universet er ubegribeligt stort nu, så var der en gang for 14 milliarder år siden, hvor det var ubegribeligt lille! Tænk tilbage på Heisenbergs usikkerhedsrelationer. De viste os, at universet på en måde kun er i stand til at holde styr på et begrænset antal forskellige egenskaber ad gangen. En partikel kan for eksempel ikke samtidig have en eksakt defineret position og en eksakt defineret impuls. I det meget tidlige univers var der ikke nogen partikler, og de fire kræfter, som vi kender dem, var heller ikke dannet endnu, men der var et felt. Ikke noget velkendt som et tyngdefelt eller et elektromagnetisk felt, men noget vi lidt diffust kan forestille os som et energifelt; vi kan indtil videre kalde det I-feltet. Felter er også underkastet usikkerhedsrelationer: jo mere begrænset i tid og rum, jo mere uforudsigelig er feltets værdi. I-feltet var overordentlig ensartet, hvis det betragtedes over store afstande, (så store som de nu fandtes i universets allerførste tid), men forsøgte man at bestemme dets værdi inden for ekstremt små områder, ville man få vildt uforudsigelige størrelser. Man siger, at feltet var underkastet kvantumfluktuationer. Det er ikke helt så eksotisk, som det lyder, hvilket fig. 6 kan demonstrere. Man ser, hvordan det lille kvadrats næsten helt ensartede farve bliver til en grynet struktur med store farvevariationer, når det forstørres, dvs. når man bliver i stand til at betragte det over ganske små afstande. Farvevariationerne er analoge med kvantumfluktuationerne i I-feltet. At de første brøkdele af en trilliontedel sekund af universets eksistens må have været præget af kvantemekaniske fænomener er i sig selv ikke nogen epokegørende indsigt. Det giver nærmest sig selv, når man ved, hvilke tids- og størrelsesmæssige skalaer, der var involveret. Den epokegørende indsigt kom i 1980, da Alan Guth indså, hvordan kvantumfluktuationerne kunne give ophav til universets overordnede struktur og samtidig løse horisontproblemet! For hvad nu hvis man forestillede sig, at universets udvidelse ikke forløb lineært, men at der helt i begyndelsen havde været en periode med ekstremt hurtig ekspansion? En ekspansion så Fig. 6 I-feltet i det tidlige univers. Det store kvadrat er en forstørrelse af det lille. Man ser, hvordan det ensartede udseende i virkeligheden dækker over værdier (angivet ved farve), der svinger ganske meget. voldsom, at det kun var en meget lille del af det universelle sædekorn, der blev til det univers, vi kan overskue i dag. I så fald skulle termodynamikkens 2. lov bare have nået at sikre homogeniteten inden for et lillebitte område, og de små tæthedsvariationer, der trods alt overlevede og senere gav ophav til universets struktur, kunne være ekstreme forstørrelser af kvantumfluktuationerne! Dette er teorien om inflationsuniverset. Og hvilken inflation! Teorien forudsætter, at universet i løbet af sekund fordoblede sin størrelse 100 gange eller sagt på en anden måde: 206

14 det blev (omkring ) gange større. Igen står vi over for tal, der ikke er til at fatte. Hvor lang tid er egentlig sekund? Og hvad betyder det, at noget bliver gange større? Hvis vi strækker sekund ud til at vare et sekund, så kommer et sekund til at svare til mere end år. Det er tusinder af trillioner af gange så lang tid, som universet har eksisteret! Og hvis vi gør en proton gange større, så bliver den større end solsystemet. Alt dette kan godt lyde lidt søgt, men teorien om kosmisk inflation er ikke bare taget ud af den blå luft. Alan Guth udledte eksistensen af I-feltet i forbindelse med andre teoretiske arbejder vedrørende forholdene i det tidlige univers, og indså derefter at dette felt, som vi fremover vil kalde inflationsfeltet, måtte skabe et fantastisk tryk, som ville blæse universet op med denne vanvittige faktor Og nu er vi så langt om længe fremme ved en forklaring på, hvorfor universets udvidelse accelererer. Inflationsfeltet, der også omtales som mørk energi, er det, der skjuler sig bag den kosmologiske konstant. Det eksisterer stadigvæk, men efter den første ekstreme kraftpræstation i forbindelse med Det store Brag mistede det pusten. Efter inflationen og mange milliarder år frem overtog tyngdekraften rollen som universets konge. Men jo større universet bliver, jo mindre bliver stoftætheden, og jo mindre bliver effekten af tyngdekraften. I de seneste fem milliarder år har den ikke længere kunnet modvirke inflationsfeltet, og derfor er universets udvidelse så småt begyndt at accelerere igen. Hvad der siden kommer til at ske er uvist. En mulighed er, at universet kommer ind i en fase med uhæmmet ekspansion, der vil ende med, at det i bogstavelig forstand river sig selv i stykker. Ligesom et tilstrækkelig kraftigt tyngdefelt vil være i stand til at knuse alt, selv elementarpartikler, vil et tilstrækkelig kraftigt inflationsfelt være i stand til at rive de selv samme partikler i stykker. Jeg ser for mig universets sidste minutter som små hvirvler af røg, der opløses og blæses bort af vinden, så ethvert spor af vores kosmiske hjem til sidst er borte. Men fortvivl ikke! For det første vil vi mennesker nok ikke vente trillioner af trillioner af år på, at inflationsfeltet skal gøre en ende på vores eksistens, og for det andet er det ikke nødvendigvis ALT, der forsvinder. Husk på, at inflationsteorien forudsætter, at hele universet udviklede sig fra en meget lille del af den oprindelige energiklump. Hvad skete der så med de andre dele, dem der var hinsides den kosmiske horisont og dermed uden for det område, hvor påvirkninger kunne nå at blive udvekslet i de første, afgørende øjeblikke? De blev til andre universer med andre begyndelsestilstande, andre strukturer og andre udviklingshistorier. Ifølge denne hypotese, der først og fremmest skyldes den russisk-amerikanske fysiker, Andrei Linde, er verdensaltet, som vi kender det, langt fra alt. Den inflation, der fødte vores univers og alle søsteruniverserne uden for vores kosmiske horisont, er blot en mikroskopisk del af et sydende, boblende, sprudlende multivers, hvor skabelse og undergang i form af nye inflationsepisoder med efterfølgende udvikling og henfald er fuldstændig dagligdags hændelser (fig. 7). Hypotesen om multiverset er kun en hypotese, og inflationsteorien bygger også på grene af fysikken, som man endnu ikke fuldt ud forstår. Men når vi betragter universets udvikling, som den fandt sted efter den kosmiske inflation, er vi på temmelig sikker grund. De fysiske principper og de matematiske ligninger, der kan bruges til at regne tilbage til sekund ESB er basalt set de samme, som dem, der har gjort det muligt at fremstille den computer, jeg sidder og skriver på nu, og dem, der anvendtes til at føre ESAs Huygens-sonde sikkert ned på overfladen af Saturns måne, Titan. Brug lidt tid på at studere fig. 7, og læg mærke til, at billedteksten nævner et fænomen, vi ikke er stødt på før, nemlig mørkt stof. Hvad der gemmer sig bag denne lidt gådefulde betegnelse er noget af det, vi skal se på i næste kapitel. 207

15 Fig. 7. Universets historie kort fortalt. I det mystiske noget, der er den fysiske verdens dybeste bestanddel, opstår hele tiden processer, der giver anledning til dannelse af energikoncentrationer, der som store brag eksploderer og begynder at udvide sig (A). Lynhurtigt blæser inflationsfeltet de mikroskopiske energikugler, af hvilke vi kun følger en enkelt, op til enorm størrelse (B). I de følgende årtusinder afkøles kuglen, og efter år bliver den gennemsigtig for lys, så der dannes et aftryk af de allertidligste skyer af brint og helium (C). Efter en milliard år har gasskyerne under påvirkning fra mørkt stof trukket sig sammen og dannet galakser, der er arrangeret i filamenter (D). Dette er det, vi i dag 14 milliarder år efter Det store Brag kalder det synlige univers. Inde i midten af dette finder vi grupper af superhobe af galakser (E), og blandt disse millioner af galakser svæver Mælkevejen (F), der i en af sine arme huser jorden (G). 208