Krise i astronomien: Viser historien om humlebien os vejen frem?

Astronomerne har fået et problem med universet. Vi har jo i snart 100 år vidst, at universet udvider sig, men der er nu opstået en stor uenighed om, hvor hurtigt udvidelsen foregår.

Astronomerne troede ellers, de havde styr på det, men så begyndte man for at par år siden at måle udvidelsen med en helt ny metode baseret på den baggrundsstråling, som kommer til os fra det helt unge univers.

Astronomerne har i mange år søgt at måle universets udvidelse med en bestemt metode, og efterhånden var man kommet til et resultat, der var enighed om.

Men de nye målinger baseret på baggrundsstrålingen giver et resultat, der afviger så meget, at forskellen ikke kan forklares med måleunøjagtighed.

Astronomerne er begyndt at tale om en krise, og nogle mener, at problemet ligger i den fysik, vi bruger til at beskrive universet og dets udvikling.

Debatten om at indføre 'ny fysik' for at løse et problem har vi haft før i fysikkens historie, og går vi 80 år tilbage, så spillede humlebien en vigtig rolle i en tilsvarende debat – men herom senere.

Men før vi ser på problemet, må vi hellere introducere den såkaldte Hubblekonstant H, der er et mål for, hvor hurtigt universet udvider sig.

Sådan udvider universet sig

Det var den amerikanske astronom Edwin Hubble, der i 1920'erne målte, at universet udvider sig. Han opdagede at næsten alle de galakser, han kunne observere, bevæger sig bort fra vores galakse efter en meget simpel lov: Galaksens hastighed V bort fra os vokser med afstanden r til galaksen efter ligningen

V = H∙r

Mange kan sikkert genkende ligningen for en ret linje med stigningstallet H. Man kan se, at en stor værdi for H svarer til en udvidelse, hvor galaksens hastighed vokser hurtigt med afstanden, altså en hurtig udvidelse af universet.

Loven kaldes i dag for Hubble-Lemaitres lov. Det var Hubble, som leverede observationerne, men det var den katolske præst og videnskabsmand George Lemaitre, som allerede i 1927 havde forudset loven på et rent teoretisk grundlag.

Med den betydning, Hubblekonstanten har for universet, er det ikke så mærkeligt, at astronomer gennem mange år har søgt at bestemme konstanten præcist. Der bruges i dag to meget forskellige metoder, og problemet er som sagt, at de to metoder giver forskellige resultater.

To metoder – to resultater

Den første metode er baseret på Hubble-Lemaitres lov for universets udvidelse

V = H∙r

Denne lov kan også skrives:

H= v / r

Vi kan se, at man kan bestemme H ved at observere en galakse, hvor man kender både dens hastighed V og dens afstand r. For at få et nøjagtigt resultat, bruger man dog gennemsnittet af målinger for mange galakser.

Måling af galaksens hastighed V foregår ved at optage et spektrum af lyset fra galaksen og derefter måle bølgelængden af de spektrallinjer, man ser.

Som eksempel ser vi på en spektrallinje fra grundstoffet natrium med en bølgelængde på 589 nm. I galaksens spektrum måler vi bølgelængden til 594 nm. Vi siger, at lyset fra galaksen er rødforskudt, og ud fra rødforskydningen på 5 nm kan galaksens hastighed beregnes. I dette tilfælde er V = 2.500 km/s.

Måling af afstanden r foregår ved at observere nogle stjerner i galaksen, der lyser så stærkt, at de i et stort teleskop kan ses i galakser millioner af lysår borte. Det er normalt de såkaldte Cepheide stjerner, men man kan også bruge andre typer som røde kæmpestjerner.

Ud fra andre målinger ved astronomerne på forhånd, præcis hvor stærkt disse typer stjerner lyser. Det svarer til, at vi på forhånd ved, hvor stærkt en 100 watt pære lyser. Hvis vi nu ikke modtager meget lys fra en sådan pære, så er den logiske forklaring, at pæren er meget langt borte.

Observerer vi Cepheider i en fjern galakse, og kun ser dem som meget svage stjerner, så er det et sikkert tegn på, at galaksen er langt borte, og ud fra den målte lysstyrke af Cepheiderne kan man så beregne afstanden til galaksen.

Gennemsnittet af et stort antal målinger med denne metode viser, at H har en værdi på omkring 73-74. Usikkerheden er ikke stor, så målingerne tyder meget stærkt på, at H -selv, når vi tager måleusikkerheden i betragtning - i hvert fald ikke er mindre end 72. I Box 1 ser vi nærmere på enhederne for H og giver et eksempel på en sådan beregning.

Giver universets begyndelse et bedre resultat?

Den anden metode bygger på måling af den baggrundsstråling, som kommer fra det meget tidlige univers, da det endnu kun var 379.000 år gammelt, og så en teori der har det formidable navn af Lambda-CDM. Mere om denne teori senere.

Vi starter med det 379.000 år gamle univers, hvor universet før denne tid ikke var gennemsigtigt. Populært sagt, så var universet så tåget, at man ikke kunne se en hånd for sig, fordi stråling ikke kunne trænge gennem tågen.

Tågen lettede først, da universets temperatur var kommet ned på omkring 3.000 grader, og det skete netop 379.000 år efter Big Bang. Denne stråling ser vi nu komme til os fra alle retninger på himlen.

Da strålingen blev frigivet, var den infrarøde varmestråling ved 3.000 grader, men siden da er universet blevet næsten 1.100 gange større. Bølgelængden fra den oprindelige stråling er derfor også vokset med en faktor 1.100, og det betyder, at vi nu modtager strålingen som mikrobølger med en bølgelængde på omkring 2 mm. Det svarer en temperatur på 2,725 grader over det absolutte nulpunkt.

Da strålingen blev udsendt, var der hverken stjerner eller galakser i det unge univers, men alligevel kan vi ane den allerførste begyndelse til de galakser og stjerner, som først blev dannet mange millioner år senere.

Målinger fra rumsonderne WMAP og Planck har nemlig vist, at baggrundsstrålingen ikke overalt har den samme temperatur. Der er varme og kolde områder, selv om afvigelserne kun skal måles i mikrograder. Det er i disse afvigelser, vi finder den allerførste begyndelse til galakser og stjerner.

De kolde og varme områder blev skabt af lydbølger som opstod lige efter Big Bang, hvor universet endnu var en tæt sky af meget varmt plasma.

Med en hastighed tæt på lysets rungede disse lydbølger gennem det unge univers, og skabte fortætninger i det varme plasma.

Da universet var 379.000 år gammelt, var plasmaet blevet for tyndt til, at lydbølgerne kunne udbrede sig, men de efterlod sig et temperaturaftryk i strålingen, som viser områder, hvor tætheden af stof var særlig høj.

For teoretikerne er disse målinger af baggrundsstrålingen blevet nøglen til at beregne, hvor hurtigt universet udvider sig i dag.

Den store teori

Beregningerne er baseret på en teori med navnet Lambda-CDM, som i dag er standardmodellen for universets udvikling. Modellen er baseret på, at 95 procent af universet er opbygget af mørkt stof og mørk energi.

Kun de sidste fem procent af universet består af det stof, vi kender, og som er opbygget af ganske almindelige atomer.

• Det græske bogstav Lambda er betegnelsen for den mørke energi. Det er den mørke energi, som får universet til at udvide sig stadig hurtigere, men ellers ved vi ikke noget om mørk energi.
• CDM står for Cold Dark Matter og er altså betegnelsen for det mørke stof. Vi kan i sagens natur ikke se det mørke stof, men vi kan observere, at det synlige stof er påvirket af tyngdekraften fra noget usynligt stof. Vi ved ikke, hvad det mørke stof består af.

Lambda-CDR-modellen kan tilpasses til det univers, vi kan observere, ved at justere mængden af mørkt stof eller mørk energi. Modellen er nu justeret så godt, at den kan give en præcis beskrivelse af de varme og kolde områder i baggrundsstrålingen.

Nu har man så forsøgt at beregne H med denne model, som er baseret på de nyeste og bedste målinger af baggrundsstrålingen.

Resultatet af disse udregninger giver en værdi for Hubble konstanten H på 68 med en usikkerhed på bare 0,5. Vores bedste model for universet fører dermed til en væsentlig langsommere udvidelse, end den, som blev målt med den første metode, der giver en værdi på mindst 72 for H.

Forskellen mellem de to metoder er for stor til at kunne forklares med simpel måleusikkerhed, så den må søges et andet sted.

Humlebien og krisen i astronomien

Nu er uenigheden om værdien for Hubble-konstanten blevet et varmt emne på astronomiske kongresser. Adam Riess, har endda erklæret, at astronomien står i en krise.

Adam Riess er et af de helt store navne i astronomien. Han var med til at opdage, at universet udvider sig stadig hurtigere, og det førte til en nobelpris i 2011. Så når Riess taler om krise, så er der en alvorlig krise.

En sådan krise giver to muligheder. Den ene er at udvikle bedre modeller, som stadig er baseret på kendt fysik. Den anden mulighed er at afvente et gennembrud i fysikken, som vi jo før har oplevet først med relativitetsteorien og siden med kvantemekanikken.

En lille humlebi udfordrer fysikerne

Den første mulighed fører os direkte historien om humlebiens flyvning. Det er jo blevet en myte, at humlebien ikke kan flyve trods alle fysikernes teoretiske udregninger.

Hvordan myten om humlebien er opstået, ved vi ikke med sikkerhed, men legenden siger, at den stammer fra Tyskland, hvor en biolog og en ingeniør engang i 1930'erne oven på en god middag kom til at diskutere emnet om humlebiens evne til at flyve.

Ingeniøren tog udfordringen op med en udregning på bagsiden af en serviet. Skal det gøres på bagsiden af en serviet på et par minutter, så er det nødvendigt at gøre problemet meget simpelt.

Så ingeniøren regnede på bien, som om den havde et par almindelige vinger af den slags, som sidder på en flyvemaskine – og så gik det galt.

Den stakkels bi ville aldrig være i stand til at lette fra Jorden. Han havde nemlig kun taget højde for arealet af biens vinger og dens vægt.

I virkeligheden havde ingeniøren anvendt en for simpel model. For bien flyver ikke som et fly. Den bevæger vingerne op og ned 180 gange i sekundet, og det skaber en masse lufthvirvler, der øger vingernes løfteevne, og de beregninger kan ikke klares på bagsiden af en serviet.

Den korrekte model er stadig baseret på den klassiske fysik, men kræver løsning af de meget komplicerede Navier-Stokes ligninger. Biens vingeslag gør problemet så vanskeligt, at det er nødvendigt at bruge en supercomputer.

Humlebiens flyvning er nu blevet et forskningsemne, fordi man måske kunne bygge droner med helt nye flyveevner, hvis man anvender nogle af de metoder, som insekter anvender, når de svirrer omkring i luften.

Måske må vi vente på 'Ny Fysik'

Men tilbage til Hubble. Ligningerne i Lambda-CDM-modellen er bestemt også komplicerede, så man skal måske lige overveje muligheden for, at vi oplever en gentagelse af humlebien, og at krisen kan klares med kendt fysik, hvis vores modeller for universet bliver bedre og mere detaljerede.

Den anden mulighed er, at krisen kun kan løses med 'Ny Fysik'. Fysikerne ved godt, at den nuværende fysik har for mange huller til, at den kan være en endelig teori.

Det er således et problem, at Lambda-CDR-modellen er baseret på mørkt stof og mørk energi, som vi ikke ved noget om. Især den mørke energi er svær at få indpasset i den kendte fysik.

Også her kan vi gå tilbage i historien og finde et eksempel på et fænomen, som viste sig at kræve 'Ny Fysik'. I 1800-tallet opdagede den tyske fysiker og optiker Joseph von Fraunhofer de mørke spektrallinjer i Solens spektrum, som man ikke umiddelbart kunne forklare ud fra den klassiske fysik.

Problemet blev først løst med Bohrs atomteori fra 1913 – og det førte til '30 år, der rystede fysikken', som er titlen på en meget berømt bog om skabelsen af kvantemekanikken skrevet af fysikeren Georg Gamow, der selv bidrog meget.

Det bliver spændende at se, om krisen om Hubblekonstantens værdi bliver en gentagelse af historien om humlebien – eller om vi står overfor nye 30 år, som ryster fysikken.