verset tæn ke pau se r Steen HanneStad

Transkript

1 u ni verset tæn ke pau se r Steen HanneStad

2

3 UNIVERSET» Vanskeligheden ved at anmelde de fine små bøger i Tænkepauserserien er, at man presses til bestandigt at finde nye og varierede ord for sin begejstring«henrik Dahl, Weekendavisen

4 Tænkepauser 1 Tænkepauser 2 Tænkepauser 3 Tænkepauser 4 Tænkepauser 5 Tænkepauser 6 Tænkepauser 7 Tænkepauser 8 Tænkepauser 9 FRIHED af Hans-Jørgen Schanz NETVÆRK af Jens Mogens Olesen MONSTRE af Mathias Clasen TILLID af Gert Tinggaard Svendsen LIVSHISTORIEN af Dorthe Kirkegaard Thomsen FJENDSKAB af Mikkel Thorup FOLK af Ove Korsgaard DANMARK af Hans Hauge NATUR af Rasmus Ejrnæs Tænkepauser 10 VREDE af Thomas Nielsen Tænkepauser 11 MYRER af Hans Joachim Offenberg Tænkepauser 12 POSITIV PSYKOLOGI af Hans Henrik Knoop Tænkepauser 13 KROPPEN af Verner Møller Tænkepauser 14 KÆRLIGHED af Anne Marie Pahuus Tænkepauser 15 ERINDRING af Dorthe Berntsen Tænkepauser 16 HÅB af Bertel Nygaard Tænkepauser 17 TID af Ulrik Uggerhøj Tænkepauser 18 SANDHED af Helge Kragh Tænkepauser 19 MENNESKETaf Ole Høiris Tænkepauser 20 MAGI af Jesper Sørensen Tænkepauser 21 LOVEN af Gorm Toftegaard Nielsen Tænkepauser 22 TERROR af Carsten Bagge Laustsen Tænkepauser 23 LITTERATUR af Dan Ringgaard Tænkepauser 24 ROMANTIK af Katrine Frøkjær Baunvig Tænkepauser 25 FAMILIEN af Peter C. Kjærgaard Tænkepauser 26 LYKKE af Christian Bjørnskov Tænkepauser 27 UNIVERSET af Steen Hannestad Tænkepauser 28 SPØRGSMÅL af Pia Lauritzen Tænkepauser 29 GUD af Svend Andersen Tænkepauser 30 SEX af Ditte Trolle Se mere på Her finder du også gratis lydbøger og e-bøger v T K P S R

5 u ni erset ÆN E AU E STEEN HANNESTAD

6 UNIVERSET Tænkepauser 27 Steen Hannestad 2015 Tilrettelægning og omslag: Camilla Jørgensen, Trefold Forfatterfoto: Poul Ib Henriksen Ebogsproduktion hos Narayana Press, Gylling ISBN Tænkepauser viden til hverdagen af topforskere fra AARHUS AU UNIVERSITET FAGFÆLLE- BEDØMT / I henhold til ministerielle krav betyder bedømmelsen, at der fra en fagfælle på ph.d.- niveau er foretaget en skriftlig vurdering, som godtgør denne bogs videnskabelige kvalitet.

7 INDHOLD VERDEN FÅR VOKSEVÆRK 6 BØJ OG STRÆK 17 DET MØRKE UNIVERS 30 EN STRÅLENDE FORTID 40 HVOR KOMMER DET HELE FRA? 50

8 VERDEN FÅR VOKSEVÆRK INTET NYT AT OPDAGE? I slutningen af 1800-tallet var mange fysikere overbeviste om, at man endelig havde forstået, hvilke to af fysikkens love der kunne beskrive alle fænomener i naturen fra atomernes mikroskopiske verden til planeternes bevægelse i solsystemet. Den ene var Newtons tyngdelov den, han efter sigende fik ideen til, da han en dag i 1666 så et æble falde til Jorden, mens han sad i haven til sit fødehjem, Woolsthorpe Manor, i det østlige England. Han var på det tidspunkt studerende ved universitetet i Cambridge, men han havde været nødt til at rejse hjem, da universitetet blev lukket på grund af et pestudbrud. Takket være det æble fik Newton sin tyngdelov, der beskriver, hvordan alle masser tiltrækker hinanden, og hvordan planeterne bevæger sig rundt om Solen. Den anden naturlov beskriver det, vi kender som elektromagnetismen, dvs. teorien om, hvordan elektricitet, magnetisme og lys opfører sig. Elektromagnetismen er helt afgørende for, hvordan verden omkring os fungerer. Hvis det ikke var for den, ville du for eksempel ikke kunne læse bogen her: Lys fra enten Solen eller en lampe ram- 6 INDHOLD

9 mer bogens sider og kastes tilbage, hvorefter de rammer dine øjne og bliver omsat til elektriske impulser alt sammen kun muligt på grund af elektromagnetismen. Tilbage for fysikerne omkring år 1900 var der kun at fylde nogle små huller ud og finde ud af, hvilke tekniske anvendelser der kunne være. Tanken var med andre ord tænkt, tilbage var kun fakturaen. Den meget indflydelsesrige skotske fysiker Lord Kelvin bliver endda citeret for at have udtalt: Der er intet nyt tilbage at opdage i fysikken, tilbage er kun mere og mere præcise målinger. Vi ved ikke med sikkerhed, om han faktisk har sagt det, men det er helt sikkert, at en stor del af alle fysikere delte den holdning. SMÅ PROBLEMER BLIVER STORE Der var dog enkelte mærkværdigheder, som fysikerne ikke rigtig kunne forklare. Der var for eksempel en lille uoverensstemmelse mellem teori og virkelighed, når det kom til, hvor meget stråling et varmt objekt som for eksempel en glødepære udsender. Det var heller ikke muligt at forklare, hvorfor planeten Merkur ikke helt drejede rundt om Solen på den måde, som Newtons beregninger forudsagde. Alligevel mente de fleste fysikere, at det måtte dreje sig om at få finjusteret de sidste dele af Newtons tyngdelov. Bagefter ville alt mellem himmel og jord passe med dens forudsigelser. Næppe mange havde forestillet sig, at det bare var de første tegn på, at hele den klassiske fysiks love skulle INDHOLD 7

10 omskrives fundamentalt for at give plads til den moderne fysiks to hjørnesten: kvantemekanikken og relativitetsteorien. I løbet af de første to årtier af det 20. århundrede blev det dog klart, at det, man troede kunne forklare hele verden og alle naturkræfter, i virkeligheden kun kunne beskrive toppen af et gigantisk og hidtil skjult isbjerg. I den ene retning begyndte man at få en forståelse af atomernes verden, altså verden på meget små skalaer. Det blev klart, at man kun kan beskrive verden på atomart niveau ved at bruge kvantemekanikken. I den helt modsatte retning gik det op forskerne, at det, de troede var hele universet, kun er en ganske lille ø i et meget større rum. Og at man kun kan forstå, hvordan vores univers opfører sig på meget store skalaer, ved at bruge Albert Einsteins generelle relativitetsteori fra I mere end to hundrede år beskrev Newtons tyngdelov ellers alle observationer, man lavede af planeters og måners bevægelse i solsystemet, fuldstændig perfekt. Tyngdeloven forudsiger for eksempel, at planeterne bevæger sig på ellipseformede baner rundt om Solen. Det var endda allerede blevet fastslået gennem observationer i begyndelsen af 1600-tallet af den tyske astronom Johannes Kepler, men uden at han eller andre dengang havde forstået hvorfor. Der var med andre ord ingen grund til at tro, at Newtons teori ikke skulle være den helt fundamentale lov for tyngdekraften. 8 INDHOLD

11 EN STØRRE VERDEN Så vidt vi ved, var det italienske Galileo Galilei, der var den første, til at rette et teleskop mod himlen og på den måde opdage Jupiters måner i Den handling satte gang i udviklingen af en egentlig videnskab om verdensrummet og himmellegemerne. Astronomien var født. I løbet af 17- og 1800-tallet fik man etableret en model for det univers, vi bor i. Op til det 20. århundrede blev observationerne så gode, at man fik et statistisk overblik over, hvordan stjernerne i vores egen galakse, Mælkevejen, er fordelt. Den tysk-engelske astronom William Herschel fandt ud af, at Mælkevejen faktisk er en stor skiveformet struktur med en diameter på omkring lysår, bestående af flere milliarder stjerner. Det er en temmelig astronomisk afstand, når vi husker på, at et lysår svarer til præcis den afstand, en lyspartikel bevæger sig på et år med andre ord omkring milliarder kilometer. Solen befinder sig i udkanten af Mælkevejen og er faktisk bare en helt gennemsnitlig stjerne. Uden for Mælkevejens skive fandt Herschel kun meget få stjerner, bortset fra nogle stjernehobe, som befandt sig rundt om, i en såkaldt halo dvs. en stor ellipseformet struktur. Den hollandske astronom Jacobus Cornelius Kapteyns observationer i starten af 1900-tallet viste, at universet var endeligt og formet som en ellipse. Mælkevejens skive lå i centrum, og de kugleformede stjernehobe befandt sig uden om i en elliptisk halo. Tilsyneladende var universet INDHOLD 9

12 stort astronomisk stort efter vores normale målestok men dog endeligt. Ikke desto mindre var det omkring år 1900 klart, at der var problemer, som ikke længere kunne ignoreres. Det var blandt andet på den baggrund, at Einstein formulerede sin første relativitetsteori i Den sagde meget klart, at intet kan bevæge sig hurtigere end lysets hastighed. Med intet mente Einstein ikke bare, at det er umuligt at få et objekt til at bevæge sig hurtigere end lysets hastighed, men også at man for eksempel ikke kan udveksle information hurtigere end lysets hastighed. Når der er en elektromagnetisk kraft imellem to objekter, kræver det, at der udveksles information mellem de to objekter. Det sker for eksempel, når en positiv og en negativ ladning tiltrækker hinanden som når man holder to køleskabsmagneter hen til hinanden. Når der er tale om en elektromagnetisk kraft som mellem køleskabsmagneterne, er det lyspartikler, de såkaldte fotoner, der hele tiden udveksles. Men relativitetsteorien siger, at også den elektromagnetiske kraft er underlagt kravet om ikke at bevæge sig hurtigere end lysets hastighed. Hvis man flytter på den ene af de to køleskabsmagneter, finder den anden ud af det med en vis forsinkelse. Det lykkedes allerede i 1865 den skotske fysiker James Clerk Maxwell at lave en teori for elektromagnetismen, der indeholdt præcis denne forsinkelseseffekt. Maxwells ligninger forudsagde netop, at lys skulle bevæge sig med en endelig hastighed. Det passede perfekt med den danske 10 INDHOLD

13 1600-tals-astronom Ole Rømers iagttagelse af, at lys har en endelig hastighed. Til gengæld er en sådan forsinkelse slet ikke til stede i Newtons tyngdelov. Newtons tyngdelov fungerer næsten, som sad der elastikker mellem alle masser i universet og øvede en tiltrækkende kraft. I Newtons tyngdelov er det godt nok sådan, at kraften mellem to objekter bliver mindre, hvis de er langt væk fra hinanden, men den siger også, at kraften mellem to objekter overføres øjeblikkeligt og uden forsinkelse: Hvis et objekt flytter sig, vil alle andre objekter i hele universet få det at vide øjeblikkeligt. Det er i klar modstrid med Einsteins relativitetsteori. Den siger jo, at intet kan bevæge sig hurtigere end lyset, og at lysets hastighed altid er den samme, uanset hvem der måler den. Einstein fremlagde altså en opfattelse af fysikkens love, der adskilte sig radikalt fra de fleste andre forskeres på det tidspunkt. En umiddelbar indvending mod Einsteins påstand kunne være, at en bils hastighed også af hænger af, hvem der måler den. Når vi siger, at en bil kører 100 kilometer i timen er det i forhold til noget, der står stille på vejen. Hastigheden i forhold til bilen bagved og foran er jo forhåbentlig meget lavere, fordi de bevæger sig i samme retning. Omvendt er hastigheden i forhold til en modkørende bil meget højere. Men lys overholder slet ikke denne fundamentale lovmæssighed. Det skyldes, at rummet og tiden ændrer opførsel, af hængig af hvor hurtigt man bevæger sig, og på en sådan måde, at lysets hastighed altid er den samme. INDHOLD 11

14 Forestil dig, at du i et lyskryds holder stille og venter på, at lyset bliver grønt. Det kan være, at du måler den tid, det tager for lyset at skifte fra grønt til gult til rødt til at være fem sekunder. Men hvad sker der, hvis du kommer lidt op i fart? Hvis du for eksempel kører mod lyskrydset med 70 % af lysets hastighed ja, så vil svaret være, at lysskiftet tager syv sekunder. Relativitetsteorien har altså nogle meget mærkværdige, men også målbare konsekvenser. KRUMNINGENS KRAFT Einstein var udmærket klar over, at Newtons tyngdelov og hans egen relativitetsteori ikke umiddelbart kunne forenes. Det var i første omgang mest et problem af teoretisk karakter, men det viste sig også, at der var uoverensstemmelser mellem den himmel, man kunne observere, og så forudsigelserne i Newtons tyngdelov. Umiddelbart var det ikke nødvendigvis et problem for troværdigheden af Newtons tyngdelov. Afvigelsen kunne i princippet være forårsaget af, at der var andre små og hidtil uopdagede planeter i den inderste del af solsystemet. Det var faktisk den tankegang, der førte til opdagelsen af planeten Neptun i den yderste del af solsystemet i 1920 erne. Heldet var dog ikke altid med astronomerne. De nåede faktisk så langt som til at navngive en hypotetisk planet Vulcan efter den romerske gud for ild. Men de fandt aldrig en planet til navnet. Siden har Vulcan bevæget sig ind i populærkulturen. I 12 INDHOLD

15 den amerikanske tv-serie Star Trek stammer for eksempel den overfornuftige Spock, der tjener som officer ombord på rumskibet Entreprise, fra denne fiktive planet. Efter sin offentliggørelse af den første relativitetsteori brugte Einstein næsten ti år på at overveje, hvordan tyngdekraften og relativitetsteorien kunne forenes. Det måtte være muligt at beskrive tyngdekraften på en måde, der mindede om elektromagnetismen, mente han. Men for at kunne gøre det måtte han tænke endnu mere utraditionelt end i Han måtte acceptere, at det, vi oplever som tyngdekraft, i virkeligheden er rummet og tiden, der ændrer facon. I Einsteins teori for tyngdekraften, dvs. den generelle relativitetsteori fra 1915, er energi, tid og rum derfor knyttet uløseligt sammen: Enhver masse eller energi påvirker rummet omkring sig ved at få det til at krumme. Alle legemer i universet bevæger sig på de rettest mulige linjer i dette krumme rum. Men i et krumt rum kan linjer ikke være rette på samme måde, som vi normalt tænker på rette linjer, altså som nogle man kan tegne med en lineal. Det er samme fænomen som på jordoverfladen. Jordens overflade kan nemlig beskrives som et todimensionalt rum, der krummer. Jordkloden har selvfølgelig tre dimensioner, men selve overfladen kun to: længde og bredde. Den rettest mulige linje på jordoverfladen er heller ikke ret, men derimod en såkaldt storcirkel eller en geodætisk kurve. Hvis man går lige ud ad en storcirkel som for eksempel jordkloden, kommer man til sidst tilbage til sit INDHOLD 13

16 udgangspunkt. Uanset om det tager firs dage, sådan som den engelske gentleman Phileas Fogg ifølge den franske forfatter Jules Verne lige akkurat kunne klare det på, eller nogle få, hvis man lidt mindre eventyrlysten rejser med fly. Det, vi normalt omtaler som tyngdekraften, er altså i virkeligheden rummet, der krummer, og det er denne krumning, der udøver kraften på alle former for masse rundtomkring i universet. Jordens bevægelse rundt om Solen sker altså, fordi Jorden befinder sig nede i den fordybning, som Solen laver i rummet. I SKYGGEN AF KRIG OG SOLFORMØRKELSE Einsteins generelle relativitetsteori var virkelig en radikal nytænkning af fysikken, og den blev da heller ikke umiddelbart accepteret af alle forskere. For eksempel mente den tyske fysiker Philipp Lenard, at den måtte føre til, at objekter kan bevæge sig med overlyshastighed. Det tog nogle år, før kritikernes argumenter blev endelig tilbagevist. Selv om Einsteins generelle relativitetsteori virker en smule sær og virkelighedsfjern, fandt fysikere dog flere måder at teste den på. I sagens natur måtte den forudsige næsten det samme som Newtons tyngdelov, som jo passede forbløffende godt med observationerne af, hvordan himmellegemerne bevægede sig. Men i modsætning til Newtons tyngdelov kunne Einsteins revolutionerende teori faktisk forklare Merkurs bane: Merkurs afvigelse passede præcist med, hvad Einsteins teori forudsagde. Efterfølgende har forskerne 14 INDHOLD

17 ved hjælp af præcise radarmålinger også observeret den samme effekt for andre planeter i solsystemet, inklusive Jorden. Einsteins anden spektakulære forudsigelse var, at lys også bevæger sig på krumme baner på samme måde som andre partikler. I Newtons teori bevæger lys sig på rette linjer: Det bliver overhovedet ikke påvirket af tyngdekraften, fordi det ikke har nogen masse, mente Newton. Men i relativitetsteorien, hvor masse og energi er to sider af samme sag, bevæger lyspartikler sig på geodætiske kurver på samme måde som planeterne. Vi ville i princippet kunne måle, hvordan lyset bliver påvirket, hvis vi kunne iagttage en stjerne nær ved Solen. I det tilfælde ville stjernens lysstråle bevæge sig meget tæt på Solen på sin vej fra stjernen til Jorden og dermed begynde at krumme på grund af Solens masse. Problemet for Einstein var, at man dengang ikke kunne observere stjerner så tæt på solskiven. Sollyset var simpelthen alt for kraftigt til, at man overhovedet kunne se dem. Den eneste reelle mulighed var derfor at observere Solen under en solformørkelse, hvor Månen blokerede for dens lys. Desværre for Einstein fremsatte han sin teori under Første Verdenskrig, så der var andre ting at bekymre sig om end abstrakte teorier for tyngdekraften. Først efter krigens afslutning havde en engelsk ekspedition i 1919 heldet med sig. De observerede en solformørkelse og stjernerne tæt på Solen på samme tid i Afrika og Sydamerika. På den INDHOLD 15

18 måde kunne de bekræfte Einsteins forudsigelse om, at lys bevæger sig på samme som planeterne. I de hundrede år, der er gået, siden Einstein præsenterede sin generelle relativitetsteori, har alverdens fysikere arbejdet hårdt på at bekræfte nogle af dens mere eksotiske forudsigelser og mindst lige så hårdt på at finde ud af, om teorien er forkert på visse punkter. Det er aldrig lykkedes at finde nogen afvigelse mellem den generelle relativitetsteori og virkelighedens observationer af nogen art. Einsteins generelle relativitetsteori rummede også svaret på et andet problem i fysikken, som ikke engang Einstein kendte til i 1915: Indtil da havde fysikere og astronomer betragtet universet som en statisk størrelse. Men det skulle vise sig, at det langtfra var tilfældet. Meget tydede pludselig på, at universet udvider sig. 16 INDHOLD

19 BØJ OG STRÆK SOM SANDET VED HONOLULU STRAND Einsteins relativitetsteori beskriver tyngdekraften som en sammenhæng mellem masse og rummets geometriske form. Dvs. enhver form for masse påvirker rummets form i et vist omfang. Men relativitetsteorien kan også bruges til at beskrive, hvordan hele universet ser ud. Om end det middelbart lyder som en temmelig kompliceret affære. Når vi kigger ud i rummet, vrimler det jo med meget forskelligartede objekter. I vores nærmeste naboegn er der planeterne og Solen. Kommer vi nogle lysår væk, er der andre stjerner. Nogle af dem ligner Solen, andre er større eller mindre. Hvis vi zoomer længere ud, er Solen og de nærmeste nabostjerner alle en del af Mælkevejen. Først når vi kommer ud på afstande omkring en million lysår, dukker de første større galakser op. Men de viser sig igen at være små bestanddele i gigantiske galaksehobe, der strækker sig over mange millioner lysår. Universet er faktisk som en meget stor matroskadukke den der dukke, som forestiller en russisk bedstemor, og som hele tiden kan passe inden i en ny og endnu større babusjka. Det virker ikke umiddelbart, som om der er en simpel måde at beskrive hele universet på. INDHOLD 17

20 Heldigvis er der dog en grænse. Galaksehobene er de største objekter i universet, og på meget store skalaer ser universet faktisk mere eller mindre ens ud alle steder. Det er selvfølgelig ikke helt ens, men dets egenskaber er nogenlunde de samme alle steder, lidt på samme måde som sandet på stranden ved Honolulu er det. De individuelle sandkorn er jo alle forskellige, men hvis vi kigger på et område af stranden ved Honolulu, der er meget større end et enkelt sandkorn, vil forskellige steder se mere eller mindre ens ud. En kubikmeter sand fra et sted på stranden vejer omtrent det samme som en kubikmeter taget fra et andet sted og ser nok stort set identisk ud. I universet skal vi dog ud på afstande et godt stykke over hundrede millioner lysår, før det ser mere eller mindre ens ud alle steder. DET KOSMOLOGISKE PRINCIP Men netop fordi universet faktisk ser mere eller mindre ens ud, når man kigger på store afstande, kan det lade sig gøre at beskrive, hvordan universet udvikler sig overordnet set. Det er i det hele taget kendetegnende for fysikere at prøve at reducere den komplekse virkelighed, vi ser omkring os, til resultatet af nogle få helt fundamentale naturlove. Samme metode bruger vi, når vi skal undersøge Jordens atmosfære. Hver eneste kubikmeter af luften omkring os indeholder næsten astronomisk mange partikler, og det er fuldkommen umuligt at beskrive, hvordan hvert enkelt molekyle bevæger sig. Alligevel kan en fysiker 18 INDHOLD

21 meget præcist sige, hvordan luft bevæger sig i atmosfæren, fordi han eller hun kan nøjes med at arbejde med overordnede egenskaber såsom tæthed og tryk i stedet for at se på hvert enkelt molekyle i atmosfæren. Præcis den samme tankegang kan bruges på hele universet. Vi kan umuligt beskrive, hvordan hver eneste partikel i universet opfører sig. Men fordi vi kan snakke om overordnede egenskaber som for eksempel universets gennemsnitlige massefylde, kan det alligevel lade sig gøre at beskrive, hvordan hele universet udvikler sig. Metoden blev første gang brugt af Einstein, da han i 1917 forsøgte at bruge sine formler fra den generelle relativitetsteori på hele universet. Han gik endda så langt som til at give det et særligt navn det kosmologiske princip. Måske nok et fint navn, men i virkeligheden siger det bare, at universet ser mere eller mindre ens ud alle steder. Den generelle relativitetsteori beskriver tyngdekraften som en krumning af rummet forårsaget af universets totale masse. Universet er jo fyldt med ting og sager lige fra planeter til køleskabsmagneter, og næsten alle steder må rummet derfor krumme i større eller mindre grad. Der er selvfølgelig de lokale krumninger, der stammer fra de enkelte stjerner i universet, men mere interessant viser det sig, at hele universet som helhed altså kan være krumt. Det er lidt det samme som jordklodens bjerge og dale. De er små krumninger af Jordens overflade opstået på grund af klodens sfæriske form. INDHOLD 19

22 DET KRUMME UNIVERS Takket være Einstein ved vi altså, at universet kan være krumt. Samtidig ved vi fra det kosmologiske princip, at universet overordnet set må have den samme krumning over det hele, ellers ville det jo ikke se ens ud i alle retninger og alle steder. Men forskellige områder af universet kan godt have forskellig krumning. Det kosmologiske princip siger jo netop bare, at over meget store områder ser universet mere eller mindre ens ud alle steder. Man kan derfor overveje, hvordan universets overordnede facon kan være. Heldigvis har det vist sig, at løsningen er forholdsvis simpel. Vi kan opdele de måder, et univers kan se ud på, i tre kategorier: fladt, lukket eller åbent. Intuitivt er der næppe mange, som kan forestille sig et tredimensionelt rum, der krummer jeg kan i hvert fald ikke. I stedet for kan man se på todimensionale flader for at få en forståelse af, hvad der foregår. Den simpleste mulighed er en fuldstændig plan flade. Fladens krumning må nødvendigvis være nul. Samtidig må dens udstrækning være uendelig, ellers ville der jo være en kant. Og hvis der er en kant, er fladens udseende anderledes dér end andre steder, og det vil være et brud på det kosmologiske princip. Den næste mulighed er, at fladen er lukket som en kugleoverflade altså som overfladen på en fodbold. Men vi skal huske på, at det kun er selve fodboldens overflade, der udgør universet. Der er ikke noget inden i eller uden om kugleoverfladen det er den, der er hele universet. 20 INDHOLD

23 Det er nemt at overbevise sig om, at denne flade i hvert fald overholder det kosmologiske princip: Alle steder må se ens ud, hvis fladen er præcis sfærisk, altså kugleformet. En sådan overflade, siger vi fysikere, har en positiv krumning. Den sidste mulighed er det, der matematisk kaldes for en saddelflade. Den ligner lidt en saddel eller en kartoffelchip, bøjet op i siderne og åben i midten. Den er den eneste mulige flade, der har den samme negative krumning overalt, og den svarer på sin vis til en kugleoverflade, der er vendt på vrangen. I modsætning til kugleoverfladen lukker saddelfladen sig ikke om sig selv. På grund af det kosmologiske princip må saddelfladen derfor også være uendelig for at undgå en kant. Der er altså en fundamental forskel mellem de forskellige kategorier. Det lukkede univers dvs. mulighed nummer to med kugleformen er den eneste af de tre tilfælde, hvor universet ikke er uendeligt stort. Spørgsmålet om, hvorvidt universet er uendeligt, som allerede optog de græske filosoffer for 2500 år siden, kan altså i dag simplificeres til spørgsmålet om, hvorvidt universet er lukket eller ej. Nu kan vi så undre os over, hvorfor vi ikke kan opfatte universets krumning i vores dagligdag. Hvis de rette vinkler ikke er helt rette, skulle vi så ikke kunne se det? Nej, for universets mulige krumning er kun noget, som vi kan se på ekstremt store afstande. Det kan sammenlignes med jordoverfladen. Vi kan sagtens tegne en ligesidet trekant på parkeringspladsen eller fodboldbanen, uden at vinklerne ser forkerte ud. Men INDHOLD 21

24 jordoverfladens krumning kan vi normalt ikke se, fordi Jordens radius er så stor. Hvis vi derimod tegner en ligesidet trekant med en sidelængde på kilometer fra Aarhus til Rio de Janeiro i Brasilien, ville vi på tilpas afstand meget tydeligt se jordoverfladens krumning. Så grunden til, at vi ikke kan se universets krumning er, at det er så stort. Men hvilken form har vores univers så? Vi kan faktisk ikke sige det med sikkerhed. Hvad vi kan sige er, at universet ser ud til at være enten fuldstændig fladt eller i det mindste meget tæt på at være det. Målinger har de sidste ti år sat meget præcise grænser for, hvor stor krumningen kan være. Hvis universet er lukket og altså har form som en tredimensionel kugleoverflade, kan vi sige, at kuglen skal være mindst nogle hundrede tusind milliarder lysår i udstrækning. UNIVERSET UDVIDER SIG Da Einstein formulerede sin generelle relativitetsteori i 1915, vidste både han og andre fysikere godt, at solsystemet befandt sig inde i Mælkevejen. De vidste også, at Mælkevejen havde form som en flad skive. Til gengæld var de ikke helt sikre på, om universet var større end Mælkevejen selv. Godt nok var der blevet observeret en hel række stjernetåger, som nogen endda havde foreslået skulle befinde sig uden for Mælkevejen. Men det var ikke før 1923, at den amerikanske astronom Edwin Hubble endegyldigt påviste, at der faktisk fandtes galakser uden for Mælkevejen. 22 INDHOLD

25 Fire år tidligere, i 1919, var Hubble kommet til Mount Wilson-observatoriet nær Los Angeles. Det var her, fire år senere og takket være et 250 centimeter stort teleskop, at han gjorde sin store opdagelse: I Andromeda-tågen findes der virkelig enkeltstjerner. Grunden til, at Andromeda og andre stjernetåger indtil da var blevet opfattet som tågeklatter på himlen, er, at de er så langt væk, at det kræver et meget stort teleskop at se enkeltstjerner i dem. Hubble kunne endda vise, at Andromeda-tågen måtte ligge langt uden for Mælkevejen, og at den faktisk var en selvstændig galakse. Med et slag gjorde Hubbles opdagelse universet meget større end den model, der kun bestod af Mælkevejen med nogle små stjernesystemer rundt om den. Universet kunne nu være uendeligt stort. I hvert fald i princippet. Selv da Hubble havde opdaget disse fjerne galakser, havde hverken han eller nogen andre astronomer grund til at tro, at universet skulle kunne udvide sig eller trække sig sammen. Men Hubble arbejdede videre på sine opdagelser og fandt ud af, at de fjerne galakser alle bevægede sig væk fra os her på Jorden. Hubble blev meget hurtigt klar over betydningen af sin opdagelse: Hvis selve universet er statisk, kunne man godt forvente, at de enkelte galakser skulle kunne bevæge sig i forhold til os. Men man ville helt sikkert forvente, at deres hastighed i forhold til os skulle være mere eller mindre tilfældig, og nogle burde i hvert fald bevæge sig hen imod os. Men det var ikke det eneste, Hubble opdagede ved at INDHOLD 23

26 være en af de første astronomer til at kigge gennem et tilstrækkeligt stort teleskop. Det stod også klart for ham, at galaksernes hastighed væk fra os af hænger helt af deres afstand til os. Jo længere væk galakserne er, desto hurtigere bevæger de sig væk fra os. Og han så, at galakserne fjerner sig på samme måde, uanset hvilken retning vi kigger i. Hvis vi tænker lidt over tingene, kan disse målinger næsten kun betyde en ting: Universet udvider sig. Man kunne måske godt forestille sig, at Hubbles observationer kunne forklares ved, at vi på en eller anden måde sidder i centrum af noget, der engang var en voldsom eksplosion. Men hvis det var rigtigt, skulle vi i hvert fald sidde i centrum af eksplosionen, for ellers burde vi se galakser fjerne sig hurtigere i en retning og langsommere i den modsatte. At vi skulle være præcist midt i universet, virker som en mærkelig tilfældighed. Vores forestilling om Jorden som noget specielt i universet blev jo opgivet allerede i tallet. Det var på det tidspunkt, at den polske astronom Nikolaus Kopernikus ide om, at Jorden bevæger sig rundt om Solen og ikke omvendt, begyndte at vinde udbredelse. Hvis der virkelig var en eksplosion, ville det også være svært at forklare, hvorfor fjerne galakser fjerner sig hurtigere end de, der er tættere på. Vi kan altså med rimelig sikkerhed gå ud fra, at vi ikke sidder i midten af en enorm eksplosion. Det er ikke forklaringen. Til gengæld rummer Einsteins generelle relativitets- 24 INDHOLD

27 teori formentlig løsningen på, hvorfor galakserne stort set alle fjerner sig fra os. Rummet er jo ikke en statisk og uforanderlig størrelse. Det kan derimod bøjes og strækkes, af hængig af hvad der er i det. Relativitetsteorien forklarer Hubbles observationer ved, at universet ganske enkelt udvider sig i alle retninger. Det er altså ikke galakserne, der flyver væk fra os, men rummet vi bor i, der udvider sig. OVERLYSHASTIGHED? Hvis universet udvider sig, giver det så ikke et andet problem i forhold til relativitetsteorien? Den siger jo, at intet kan bevæge sig hurtigere end lysets hastighed. Men ifølge Hubbles lov er hastigheden, som to punkter i universet bevæger sig bort fra hinanden med, proportional med afstanden mellem dem jo længere to galakser for eksempel allerede er fra hinanden, desto hurtigere bevæger de sig også væk fra hinanden. Hvis to galakser er længere fra hinanden end omkring 15 milliarder lysår, må deres indbyrdes hastighed væk fra hinanden nødvendigvis være højere end lysets hastighed. Det er jo netop strengt forbudt i relativitetsteorien. Det er faktisk så ekstremt, at det fjerneste synlige punkt i universet lige nu bevæger sig væk fra os med cirka tre gange lysets hastighed. Hvordan i alverden kan det lade sig gøre? Her er det nødvendigt at præcisere, hvordan vi skal forstå lysets hastighed i forbindelse med relativitetsteorien. Einsteins relativitetsteori siger, at intet nogensinde kan bevæge sig hurtigere end lysets hastighed. Men som altid INDHOLD 25

28 med relativitetsteorien er det nødvendigt at specificere, hvad man måler hastigheden i forhold til. Relativitetsteorien kræver, at enhver observatør ser lyset bevæge sig med netop lysets hastighed. Med observatør mener jeg en person, som står netop der, hvor lysstrålen passerer, ikke en observatør i den anden ende af universet. Nutidens fysikere omtaler dette som lokalitet, og relativitetsteorien siger altså, at enhver lokal observatør skal se lyset bevæge sig med netop lysets hastighed. Her begynder vi måske at kunne ane, hvorfor der ikke er en inkonsistens mellem Einsteins relativitetsteori og ideen om, at universet udvider sig. Hvis vi kigger nærmere på, hvad der sker med en lysstråle, der har bevæget sig fra et fjernt sted i universet og bliver observeret af os netop nu, kan vi forstå, hvad der foregår. Lad os først dele lysets bane op i en række små dele. Mellem to punkter tæt på hinanden vil lyset have bevæget sig med netop lysets hastighed, som relativitetsteorien forlanger. Men i løbet af dette lille tidsrum har universet jo også udvidet sig. Derfor er den fysiske afstand, som lyset tilbagelagde, større end lysets hastighed gange den tid, der bruges. Lyset tilbagelægger altså en afstand, der svarer til overlyshastighed, men kun fordi universet udvider sig. I forhold til en observatør, som sidder og kigger på lysets bevægelse, vil den altid bevæge sig med netop lysets hastighed. At vi kan se ting, som lige nu bevæger sig hurtigere end lysets hastighed væk fra os, er altså ikke et brud på 26 INDHOLD

29 relativitetsteorien. Vi kan netop ikke se det lys, objektet udsender nu, mens det bevæger sig væk fra os med tre gange lysets hastighed. Tværtimod ser vi lys, som blev udsendt for mange milliarder år siden. Det er altså ikke et paradoks, når noget bevæger sig væk fra os med overlyshastighed. EN VARM FORTID OG EN KOLD FREMTID Det viser sig altså, at universets udvidelse har en bemærkelsesværdig konsekvens for lyset. I den forbindelse er det vigtigt at huske på, at vi ikke bare kan beskrive lys som partikler, men også som bølger med en bestemt bølgelængde. En lysbølge svinger med en bestemt frekvens, dvs. at det tager et bestemt stykke tid at fuldføre en svingning. En kort bølgelængde svarer til lyspartikler med høj energi, mens lange bølgelængder svarer til lav energi. Radiobølger har for eksempel en meget lang bølgelængde og derfor lav energi, mens andre former for lys som röntgen- og gammastråling har meget korte bølgelængder og derfor høj energi. Hvis vi nu vælger to punkter, så den tid, det tager at bevæge sig mellem dem, svarer til nøjagtig en svingning, så skulle afstanden mellem punkterne svare til nøjagtig en bølgelængde. Men når bølgen når det andet punkt, er afstanden blevet længere mellem de to punkter, og lysets bølgelængde er derfor også blevet længere. Derfor strækkes lysets bølgelængde ganske langsomt, efterhånden som universet udvider sig. Jo længere væk INDHOLD 27

30 lyset kommer fra, desto mere er dets bølgelængde blevet strakt. Lys med længere bølgelængde bliver mere rødt, og man taler derfor om, at lyset bliver rødforskudt. Samtidig har det stor betydning for den måde, universet opfører sig på, at lysets bølgelængde bliver længere, når universet udvider sig. For at forstå hvorfor, må vi se nærmere på begrebet temperatur. Alle objekter i verden, os selv inklusive, udsender lys. Energien af det lys, der udsendes, er knyttet til temperaturen af det, der udsender lyset. Jo højere temperatur, desto kortere bølgelængde har den udsendte stråling. Solens temperatur er for eksempel grader. Det svarer til, at den udsender synligt lys, primært i det gule og grønne bølgelængdeområde. En varm kogeplade bliver omkring 500 grader og lyser derfor med et svagt rødligt lys. Det meste af den stråling, den udsender, er altså i det infrarøde område det er den såkaldte varmestråling, som vi ikke kan se. Men en lille del har så høj energi, at det kommer i det synlige område. Lysets energi vokser med temperaturen, og derfor falder energien, når bølgelængden vokser. Efterhånden som universet udvider sig, falder temperaturen altså. Universet bliver langsomt koldere og koldere. Det må så betyde, at universet tidligere var meget varmere end i dag. Og når universet udvider sig, må det engang også have været meget tættere end nu. Hvis vi kigger på en kasse, hvis sider vokser hele tiden, uden at vi propper mere ned i den, må den totale mængde af stof i kassen være den samme til alle tider. Den totale 28 INDHOLD

31 masse er derfor den samme. Men kassens volumen er jo bestemt ikke den samme til alle tider, den vokser tværtimod med tiden, mens tætheden falder tilsvarende. Universet må på samme måde tidligere have set meget anderledes ud, end det gør i dag. Hvis vi kigger ud i rummet nu, ser det meget tomt ud. Bortset fra Solen og planeterne i solsystemet er der kun en vis mængde fjerne stjerner. Universets gennemsnitlige tæthed svarer nogenlunde til, at der findes et brintatom per kubikmeter. Det er langt mindre end i selv det bedste vakuum, vi overhovedet kan frembringe på Jorden. Men da universet var hundrede gange mindre, svarede dets temperatur nogenlunde til rødglødende jern, og dets tæthed var en million gange større end i dag. Massetætheden i Jorden er omkring fem gram per kubikcentimeter, hvilket svarer til cirka ti tusind brintatomer per kubikmeter. Samme tæthed havde universet, da det var omkring et sekund gammelt. Men universet lignede bestemt ikke Jordens indre på det tidspunkt, for temperaturen var på det tidspunkt adskillige milliarder grader. Vi kan fortsætte spillet, næsten så længe vi har lyst: Når vi skruer tiden tilbage, bliver tætheden og temperaturen højere hele tiden. Indtil vi rammer det punkt, hvor tætheden og temperaturen var uendeligt høje, og universet ikke havde nogen udstrækning, men blot var et punkt. INDHOLD 29

32 DET MØRKE UNIVERS TOG EINSTEIN FEJL? Vi bor altså i et univers, der udvider sig hele tiden og engang må have været meget varmt og tæt. Takket være Einsteins relativitetsteori har vi også fundet ud af, at tyngdekraften i virkeligheden er forårsaget af, at rummet forstået som dele af universet krummer og dermed påvirker, hvordan alting bevæger sig. Mærkeligt nok viste det sig også, at hele universet også kan krumme, og at det for eksempel kan have facon som en tredimensionel kugleoverflade. Spørgsmålet er nu, om alle disse kendsgerninger passer med hinanden, når man kigger dem efter i sømmene. Det umiddelbare svar er nej. Der er faktisk flere ting, der viser sig at være helt galt. Ifølge relativitetsteorien af hænger rummets krumning af, hvor meget masse der er. Dvs. at universet skal have en ganske bestemt tæthed, hvis rummet skal være geometrisk fladt altså skal der være en bestemt mængde af masse eller energi per volumen. Mælkevejen og andre galakser indeholder milliarder af stjerner. Ud fra de teoretiske modeller, vi har af stjerner, ved vi, hvor stor massen af en stjerne er alene ud fra dens farve og lysstyrke. Det er derfor muligt at beregne ret præ- 30 INDHOLD

33 cist, hvor stor den totale masse af stjernerne i de enkelte galakser er. Ud over stjernerne er der også store gasskyer og støvpartikler i galakserne, men selv når man lægger massen af det hele sammen, er der kun omkring 5 % af den masse, der skal til for at gøre universets form flad. Så tilsyneladende er der noget helt fundamentalt galt med modellen. Enten mangler vi at finde 95 % af, hvad der er i universet, eller også er relativitetsteorien forkert. EN MASSE, MAN IKKE KAN SE Begge muligheder er en anelse foruroligende. Derfor har mange fysikere og astronomer brugt rigtig meget tid og mange ressourcer på at finde ud af, hvilken af de to mulige forklaringer der er den rigtige. I dag ved vi, at relativitetsteorien giver en fantastisk god beskrivelse af universet. Og vi ved, at der er langt mere i universet end bare stjerner, støv og gas. I 1933 studerede den schweiziske astronom Fritz Zwicky, hvordan galakserne i en af de største galaksehobe, Coma-hoben, bevæger sig. Deres indbyrdes bevægelser er helt og aldeles bestemt af galaksehobens masse, på samme måde som planeternes bevægelser i vores solsystem er bestemt af Solens masse. Zwicky fandt, at Coma-hobens masse var enorm, mindst ti gange så stor som den totale masse af alt dets synlige stof. Der måtte altså være en dominerende komponent, man ikke kunne se. Efterfølgende begyndte fysikere også at måle på hastigheden, hvormed stjernerne roterer om galaksens centrum. INDHOLD 31

34 Hvis stjernerne og gassen er det eneste, der bidrager med masse, så kan man ret simpelt regne ud, hvor stor deres rotationshastighed er. Vi ved, at i en spiralgalakse som Mælkevejen bevæger de fleste stjerner sig i stabile cirkelbaner om galaksens centrum. For at en bane kan være stabil, skal den tyngdekraft, som trækker stjernen ind mod galaksens centrum, være lige så stor som den centrifugalkraft, som presser stjernen ud. Centrifugalkraften kommer alene fra stjernens hastighed. Denne hastighed kan vi måle ved observationer. Omvendt af hænger tyngdekraften alene af den totale masse i galaksen. Derfor kan vi beregne galaksens masse ved at måle, hvor hurtigt stjernerne bevæger sig om galaksens centrum. Igen finder vi overraskende nok, at massen er langt større end massen af stjernerne, gassen og støvet i galaksen. Inde i selve galakserne må der altså være noget, vi ikke kan se. Nu kunne man måske forestille sig, at al den ekstra masse alligevel udsender eller absorberer stråling, men at det ikke er lys i det synlige bølgelængdeområde. Fysikere og astronomer har derfor lavet masser af observationer af både galakser og galaksehobe i alle bølgelængdeområder lige fra radiobølger med meget lang bølgelængde til gammastråling med ekstremt kort bølgelængde. Konklusionen er og bliver altid den samme: Den ekstra masse er i praksis usynlig den hverken udsender eller absorberer nogen form for elektromagnetisk stråling. Zwicky omtalte det ukendte stof som mørkt stof, 32 INDHOLD

35 men det er altså hverken sort eller mørkt, men nærmere usynligt. Alligevel er navnet blevet hængende, og vi taler stadig om det mørke stof i universet. Med de meget præcise måleteknikker, vi har til rådighed i dag, viser det sig, at der er omkring fem gange så meget mørkt stof som almindeligt stof. Tilsammen udgør det omkring 30 % af, hvad der skal til for at gøre universet fladt. HURTIGERE OG HURTIGERE Selv om vi kun kan redegøre for omkring 30 % af alt, hvad der er i universet hvis altså Einstein med sin relativitetsteori har ret mangler der stadig 70 %. For at få en ide om, hvad det kan være, er vi nødt til at vende blikket mod observationerne af, hvordan universet udvider sig. Lad os først for et øjeblik gå tilbage og kigge på tyngdekraften. Den har jo den egenskab, at al masse tiltrækker al anden masse tyngdekraften er med andre ord altid tiltrækkende. Det har den helt konkrete betydning, at universet burde udvide sig langsommere med tiden, simpelthen fordi tyngdekraften trækker i alting og bremser udvidelsen. Denne langsomme opbremsning burde vi kunne iagttage ved observationer. Hubble målte jo universets ekspansionshastighed ved at kigge på andre galakser. Ved at kigge på meget fjerne galakser burde vi på samme måde kunne se universets udvidelseshastighed ændre sig med tiden og langsomt aftage. Men i midten af 1990 erne satte to amerikanske for- INDHOLD 33

36 skergrupper sig for at gennemføre netop denne måling. Til at bestemme galaksernes afstand og hastighed fokuserede de på eksploderende stjerner i fjerne galakser. Disse såkaldte supernovaer er så lysstærke, at de kan ses milliarder af lysår væk, og er derfor velegnede til formålet. Chokerende nok kunne begge grupper i 1998 konkludere, at deres observationer viste præcis det modsatte af, hvad alle forventede. Faktisk udvider universet sig hurtigere med tiden, ikke langsommere. Det er svært at forstå, for tyngdekraften burde jo netop få universet til at opføre sig omvendt. Men faktisk giver det god mening universet er tilsyneladende fyldt med en ny og hidtil ukendt form for energi, den såkaldte mørke energi, der netop har den egenskab at få universet til at udvide sig hurtigere. Det passer endda præcis med, at den mørke energi udgør de resterende cirka 70 % af energien i universet. Det er dermed den, der gør universet fladt. I begyndelsen var mange med rette skeptiske over for de nye målinger, men i løbet af de sidste 15 år er opdagelsen af universets stadig hurtigere udvidelse blevet bekræftet af en lang række andre målinger. De to forskningsgrupper blev endda i 2011 af den ellers meget konservative nobelkomite honoreret med nobelprisen i fysik. I sidste ende har vi altså tilsyneladende fået konstrueret en konsistent model for, hvordan universet opfører sig. Den er i overensstemmelse med alle observationer, men vi er efterladt med en lang række spørgsmål: Hvorfor er universet fladt, altså hvorfor har det netop den rigtige tæthed, 34 INDHOLD

37 der giver det den egenskab? Hvad i alverden er det mørke stof og den mørke energi, der udgør 95 % af alt, hvad der er i universet? Svarene på disse spørgsmål skal formentlig findes i det meget tidlige univers. Resten af bogen vil derfor komme til at forme sig som en rejse tilbage i tiden, mod de tidlige og varme faser af big bang. EN REJSE TILBAGE I TIDEN Indtil nu har vi set på, hvordan det univers, vi bor i, ser ud, og hvad det består af. Men hvordan har det mon udviklet sig til sit nuværende udseende? Ved hjælp af et halvt århundredes intense observationer har vi efterhånden dannet os et temmelig godt overblik over, hvordan universet så ud i begyndelsen, helt tilbage til da det kun var omkring et sekund gammelt. Vi kan starte med at spekulere over, hvordan der kunne dannes galakser og stjerner, hvis universet i begyndelsen så fuldstændig ens ud alle steder? Det svar kan vi finde ved at kigge på et tilfældigt punkt i rummet. Den kraft, der virker på punktet, må være summen af tyngdekræfterne fra alt andet i universet. Men fordi der er lige meget masse i alle retninger ellers ville universet jo ikke se ens ud alle steder bliver der trukket lige hårdt i punktet fra alle sider. Slutresultatet er, at der ingenting sker universet bliver ved med at se ens ud alle steder, og objekter som stjerner eller galakser ville aldrig kunne opstå. Konklusionen er, at der allerede i det tidlige univers INDHOLD 35

38 må have været nogle små forskelle i, hvordan stoffet var fordelt. Nogle områder må have været tættere end andre. De områder, der havde lidt højere tæthed end omgivelserne, havde stærkere tyngdekraft og tiltrak derfor stof fra omgivelserne. Omvendt blev de områder, der havde lidt lavere tæthed langsomt tømt for stof det bevægede sig hen imod de tætte områder. På den måde blev der dannet områder med så høj tæthed, at stjerner kunne blive skabt, og siden opstod de første galakser. Præcis hvordan det skete, er ekstremt kompliceret at beregne, og fysikere bruger derfor i vid udstrækning store computere til at simulere processen. De viser, at det til at begynde med mest er det mørke stof, der klumper sammen, mens det almindelige stof, altså alt det, vi kan se i universet, er næsten jævnt fordelt. Det mørke stof samles i størrelser på niveau med solsystemet, men ret hurtigt begynder disse klumper at smelte sammen og blive til endnu større strukturer. Samtidig bliver tyngdekraften fra klumperne af mørkt stof så stærk, at de begynder at tiltrække det almindelige stof. Efter de første fem hundrede millioner år er strukturerne blevet store nok til at ligne galakser, og det almindelige stof klumper tilstrækkeligt sammen til, at de første stjerner begynder at lyse. På dette tidspunkt begynder universet for første gang at minde lidt om det univers, vi bor i nu. I de næste mange milliarder år fortsætter denne sammenklumpning. De enkelte galakser smelter sammen og danner stadig større galakser, mens store områder i uni- 36 INDHOLD

39 verset samler sig til gigantiske galaksehobe som Coma-hoben. Den proces foregår faktisk næsten lige for øjnene af os, for i løbet af de næste to milliarder år vil Mælkevejen smelte sammen med nabogalaksen Andromeda. Nu lyder galaksesammenstød som en ret voldsom begivenhed. Der er dog ikke grund til bekymring. For risikoen for, at jordkloden eller vores sol bliver ramt af stjerner fra andre galakser, er langt mindre, end for at vi bliver ramt af lynet eller styrter ned med et fly den er med andre ord forsvindende lille. Stjernerne i galakserne er forbavsende langt fra hinanden, og langt det meste af en galakse er stort set fuldstændig tomt. En af de mest interessante ting, vi kan lære fra computersimuleringerne er, at det mørke stof klumper sammen meget tidligt. Det kan kun lade sig gøre, hvis mørkt stof bevæger sig meget langsomt, for det er langt sværere at samle hurtigt flyvende objekter sammen ved hjælp af tyngdekraften. Det er for eksempel derfor, en raket skal fyres af med en fart på kilometer i timen for at kunne undslippe Jordens tyngdefelt. Hvis den bevæger sig for langsomt, vil den simpelthen falde ned igen. ET LILLE BASK MED VINGERNE Vi forstår i dag ganske godt, hvordan galakser og galaksehobe er dannet. Desværre har vi langtfra så god en ide om, hvordan stjerner bliver født og dannet i de enkelte galakser. På store skalaer kan vi beskrive ret præcist, hvordan de store gasskyer, som bliver til stjerner, udvikler sig. Men INDHOLD 37

40 præcist hvordan de fragmenterer og trækker sig sammen til de stjerner, vi ser i galakserne nu, er temmelig uklart. Problemet er, at de computersimuleringer, vi bruger, ikke samtidig kan beskrive de meget store skalaer og de meget små skalaer. Det kræver simpelt hen for meget computerkraft. En galakse indeholder milliarder af stjerner, og forskellen mellem størrelsen af en galakse og en stjerne er derfor enorm. Hver for sig er det muligt at simulere store og små skalaer, men fordi de store og små skalaer påvirker hinanden, kan vi ikke få en præcis beskrivelse. Problemet er det samme mange steder i naturvidenskaben. Alle meteorologer kender for eksempel til den såkaldte sommerfugleeffekt. Det er en teori, der mere eller mindre påstår, at selv et enkelt vingeslag fra en sommerfugl et sted i den brasilianske regnskov kan forårsage en tornado i Texas. Det gør selvfølgelig beregningerne meget vanskelige. For groft sagt er DR s vejrvært Jesper Theilgaard og enhver anden meteorolog jo nødt til at kende systemet på en skala helt ned til hvert eneste sommerfuglevingebask for at kunne beskrive det globale klima. Det samme problem gør sig gældende med galaksedannelse. Den mindste relevante størrelse er en stjerne, og den største er hele det synlige univers. Eftersom der er mindst en trillion eller en milliard milliard stjerner i det synlige univers, kræver en virkelig detaljeret simulering en enorm kraft, som selv de største supercomputere ikke kan levere. Det er også en af grundene til, at vi stadig ikke forstår, 38 INDHOLD

41 hvordan vores eget solsystem er blevet dannet. Vi har det overordnede billede på plads, men mangler stadig en stor mængde vigtige brikker i puslespillet. Disse er altafgørende, når vi for eksempel vil lede efter planeter omkring andre stjerner end Solen. For er det vores solsystem, der er helt specielt? Eller er det i virkeligheden helt almindeligt for stjerner at have planetsystemer som vores rundt om sig? Noget tyder på, at det er det sidste, der er tilfældet. De seneste år har astronomerne fundet ud af, at en stor del af stjernerne i Mælkevejen har planeter omkring sig. Det har endda været muligt at finde nogle enkelte planeter, der tilsyneladende minder om vores egen jordklode, men det har endnu ikke været muligt at lave detaljerede observationer af dem. Vi ved derfor kun lidt om deres faktiske udseende. INDHOLD 39