Universets finjustering
En række grundlæggende fysiske konstanter og visse forhold imellem naturkræfterne er tilsyneladende så fint afstemte, at hvis deres værdier var blot en anelse anderledes, kunne universet, som vi kender det, ikke eksistere. Stabile atomer, stjerner og galakser ville ikke være opstået. De grundlæggende elementer, der er essentielle for liv, kunne ikke være dannet.
Umiddelbart synes disse konstanters værdi at være helt vilkårlige. Værdierne bestemmes med andre ord, så vidt videnskabsfolkene kan skønne, ikke af nogen bestemt naturlov eller egenskab ved materien. Tilsyneladende er disse værdier tilfældigt sådan. På den anden side er chancen for, at dette skulle være sket ved et rent tilfælde, forsvindende lille. I nogle tilfælde er chancen for denne finjustering så lille som en ud af flere billioner (1 billion = 1000 milliarder). Dette får flere og flere kosmologer til at spørge, ”Er universet ligefrem skabt til liv?”
Moderne kosmologi tager udgangspunkt i en form for Big Bang-teori, hvor universet startede som en svingning i et kvantemekanisk vakuum og udvidede sig fra et punkt med praktisk taget uendelig massetæthed og uendelig høj temperatur. Først er universet fyldt med en overophedet plasma, der efter en tids udvidelse og afkøling kondenserer til subatomare partikler. Disse kondenserer senere til brintatomer og brintisotopen deuterium. Der opstår også nogle mere esoteriske former for materie og energi som ’mørkt stof’ og ’mørk energi’. Hvor materie og energi er mere koncentreret, kondenserer de atomiske gasser sig til stjerner og galakser. I disse stjerners overophedede kerne dannes der tungere elementer. Når stjernerne brænder ud og eksploderer som supernovaer, dannes der endnu tungere elementer i supernovaens chok- og varmebølger. Efter 14 milliarder år har vi et univers, som vi nu ser det.
Dette er Big Bang-standardteorien. Mange detaljer er uklare, og der er ikke kun én, men mange Big Bang-teorier, som vi ikke skal ind på her. Her vil vi i stedet se på nogle af de forbavsende afstemte omstændigheder, der er betingelser for, at universet med livet, som vi kender det, overhovedet kan eksistere.
Det følgende bygger primært på kapitlet A Universe Designed for Life fra Michael Cremos bog Human Devolution (Torchlight Publishing 2003). Hans kilder er primært to: Just Six Numbers: The Deep Forces That Shape the Universe af den britiske astronom Sir Martin Rees (Udgivet 2000 af Basic Books, New York) og The Cosmological Principle af to amerikanere, astronomen John D. Barrow og fysikeren Frank J. Tipler (Udgivet 1996 af Oxford University Press)
Store N: elektromagnetisme og tyngdekraft
To vigtige kræfter i universet er tyngdekraften (massetiltrækningen) og den elektromagnetiske kraft. Atomer består af subatomare partikler med forskellige elektriske ladninger. Blandt disse partikler er protoner og elektroner. Elektroner er negativt ladede, imens protoner er positive. Den elektromagnetiske tiltrækning imellem disse to er med til at holde atomerne sammen.
Tyngde eller massetiltrækning virker også på det atomare niveau, men her er den så svag, at dens indflydelse i praksis er lig nul. Til gengæld har tyngdekraften en meget mærkbar effekt over større målestokke. Når mange atomer samles til store masser, vokser tyngden proportionelt dermed. Derimod mærkes den elektromagnetiske tiltrækning i atomerne imellem elektroner og protoner ikke på store skalaer, da disse kræfter neutraliserer hinanden inde i atomerne (medmindre den elektromagnetiske kraft ensrettes som i en magnet eller et magnetisk felt).
Forholdet i atomet imellem styrken af den elektromagnetiske kraft og tyngdekraften kaldes N (dvs. den elektromagnetiske krafts styrke divideret med tyngdekraftens styrke). I vores univers har N en værdi på omkring 10 i 36. (10 med 36 nuller bagefter). Den elektromagnetiske tiltrækning imellem elektronen og protonen er altså 10 i 36. gange større end den tiltrækning, tyngdekraften udøver imellem dem. Hvorfor har N netop den værdi? Tilsyneladende er der intet til hindring for, at N kunne have haft en hvilken som helst anden værdi. Sir Martin Rees skriver i Just Six Numbers: ”Vi har ingen teori, der fortæller os værdien af N. Alt, vi ved, er, at intet så komplekst som menneskeheden kunne være opstået, hvis N var meget mindre end 10 i 36.”
Hvis N for eksempel havde været 10 i 30. i stedet for 10 i 36., ville det have krævet en milliard gange færre atomer at danne en stjerne. Ifølge gængs teori opstår stjerner, når massetiltrækningen i brint- og heliumskyer får gasserne til at kondensere. Som gassen kondenseres, bliver den varmere, og når den bliver tæt og varm nok, udløser det kernefusionsreaktioner. Varmen fra fusionen tvinger stjernens stof ud fra stjernen, imens tyngdekraften trækker stoffet ind imod stjernens midte. Når der opstår balance imellem den udadgående ekspansion og den indadgående sammentrækning, antager stjernen en bestemt størrelse.
Stjernen skal være så stor, at den har gas nok til at kunne trække sig sammen og starte en atomisk fusionsproces og til at kunne bevare nok af sin masse til at kunne hindre varmeenergien i at slynge alt stoffet tilbage ud i det tomme rum. Normalt skal stjerner være ret store. Havde tyngdekraften imidlertid været stærkere, havde færre atomer kunnet starte fusionsprocessen og færre atomer have modvirket den udadgående ekspansion. Hvis N havde været 10 i 30. i stedet for 10 i 36., havde en milliard gange færre atomer været nok. Stjernerne ville da have været meget mindre og have brændt deres kernebrændsel af meget hurtigere. Deres gennemsnitlige levetid havde været 10.000 år i stedet for 10 mia. år som nu.
Dette ville selvfølgeligt have haft store konsekvenser for liv i universet, som vi kender det. Det ville også have betydet, at galakserne havde været meget mindre. De tæt sammenpakkede stjerner ville have gjort banerne meget uregelmæssige for de planeter, der kredser om stjernerne, med meget ustabile temperaturforhold på en planet som jorden som resultat.
Hvorfor N netop har en værdi omkring 10 i 36., ved man ikke. Alt, man kan sige, er, at hvis N havde været bare lidt mindre end 10 i 36., havde universet ikke kunnet se ud, som det gør nu.
Bindingsenergien
Bindingsenergien er et andet tal, der har stor betydning for vores univers. Den bestemmer, hvordan atomer dannes, og kernereaktioner finder sted.
Forskellige atomer har forskellige bindingsenergier. Den vigtigste er bindingsenergien for brint. Brint er det første element, der dannes i tiden umiddelbart efter Big Bang, og de øvrige elementer opstår som resultat af omdannelser af brint i stjernernes fusionsprocesser.
Universets første generation af stjerner omdanner først brint til helium. Kernen i et brintatom indeholder én proton. Nogle brintkerner har bundet en neutron, en ikke-ladet kernepartikel, sammen med deres proton og danner brintisotopen deuterium, hvis kerne altså dermed indeholder en proton og en neutron. Når to deuteriumkerner tvinges sammen og sammensmeltes, danner de helium med to protoner og to neutroner i atomkernen. Heliumkernen har en masse på 0,993 (99,3%) af de to protoners og to neutroners masse. Hvad er der sket med de 0,007 (0,7%) ’manglende’ masse? Den er blevet omdannet til energi i fusionsprocessen. Disse 0,007 er lig med bindingsenergien, der er direkte relateret til den stærke kernekraft, der holder protonerne i en atomkerne sammen. Protonerne har positiv ladning og vil normalt frastøde hinanden (som en magnets to positive poler frastøder hinanden), men den stærke kernekraft er netop stærk nok til at overvinde denne frastødning og holde protonerne sammen i kernen.
Hvis bindingsenergien var blot en anelse mindre eller større, havde det store konsekvenser for atomstrukturen. Hvis bindingsenergien eksempelvis var 0,006 i stedet for 0,007, var den stærke kernekraft dermed en anelse svagere, end den nu er. Dette ville være nok til at hindre dannelsen af elementer, der er tungere end brint. Tungere elementer dannes ved at tilføje protoner til atomkernen. Brint med sin ene proton er det letteste element. Jern har eksempelvis 26 protoner. For at få jern og andre tungere elementer skal man først gå fra brint til helium. Heliumkernen har normalt to protoner og to neutroner. At gå fra brint til helium kræver et mellemstadie, hvor brint forvandles til deuterium, der indeholder en proton og en neutron. Derefter kan to deuteriumkerner smelte sammen til et heliumatom med to protoner og neutroner.
Men hvis bindingsenergien var 0,006 i stedet for som nu 0,007, var den stærke kernekraft lige præcis ikke stærk nok at binde en neutron til en proton. Der kunne ikke dannes deuterium og følgelig heller ikke helium. Universet ville bestå af brintatomer alle sine dage uden dannelse af tungere elementer på noget tidspunkt.
Hvad hvis bindingsenergien var 0,008 i stedet for 0,007 og den stærke kernekraft dermed stærkere? Det giver et andet problem. Den stærke kernekraft er nødvendig for at binde protonerne sammen. Dette univers’ bindingsenergiværdi på 0,007 er ikke stærk nok til at binde to protoner sammen. En kombination af to protoner kaldes en diproton. Der findes ingen stabile diprotoner i vores univers, fordi frastødningen imellem de to positive protoner er stærkere end den stærke kernekrafts bindingsenergi. Derimod er bindingsenergien med dens nuværende værdi på 0,007 stærk nok til at få et proton til at binde til en neutron og danne deuterium, hvorefter to deuterium-isotoper kan danne helium. Hvis bindingsenergien var 0,008 eller mere, kunne to protoner forbinde sig og danne diproton, som er en heliumisotop med to protoner uden neutroner. Kunne dette have ladet sig gøre, ville alle brintatomer i det tidlige univers hurtigt være blevet omdannet til diprotoner. I dag er det kun en del af brintatomerne, der over lange tidsperioder danner deuterium og helium. Dette efterlader nok brint i universet til dannelse af mange brintforbindelser, der er afgørende for liv, som vi kender det. Et eksempel på en sådan vigtig brintforbindelse er vand (H2O). Var bindingsenergien 0,008 eller større, havde der ikke været vand i universet!
Resonans-energi-niveauet
At gå fra helium til kulstof kræver også en nøje afstemthed. Som sagt brænder de første generationer af stjerner brintkerner af i en fusionsproces og danner helium. Til sidst løber stjernerne tør for brint, og stjernens heliumkerne fortættes. Dette hæver stjernens temperatur, indtil heliumet begynder at smelte sammen til kulstof. En heliumkerne har to protoner, imens kulstof har seks protoner. I teorien kan tre heliumkerner smelte sammen til en kulstofkerne, men dette sker ikke, for det er for usandsynligt, at tre heliumkerner støder sammen i samme øjeblik på den præcise måde, som kræves for at danne kulstof. I stedet foregår processen i to skridt. Først smelter to heliumkerner sammen til en berylliumkerne med fire protoner, hvorefter en berylliumkerne forener sig med endnu en heliumkerne og danner kulstof. Problemet er, at berylliumkernen er ustabil og ret hurtigt igen spaltes i heliumkerner. Derfor skulle man ikke vente, at ret meget kulstof skulle opstå og slet ikke i den mængde, som kulstof nu forekommer i universet. Men så opdagede den engelske astronom Fred Hoyle, at kulstof har et bestemt ’resonansenerginiveau’, der i kombination med varmen i stjernens indre lader beryllium og helium kombinere meget mere villigt til kulstof, end det ellers ville have gjort det i berylliummets korte levetid.
Kulstoffets ’resonansenerginiveau’ er endnu et eksempel på en forbavsende afstemthed, der er afgørende for liv. Det bliver specielt tydeligt i betragtning af, at kulstof er det vigtigste element i det organiske liv, vi kender til. Det meste af vores krop består af forskellige kulstofforbindelser.
Et andet vigtigt stof er ilt, der er det næste stof, der dannes efter kulstof i stjernernes fusionsproces. Et problem her er, at det meste af kulstoffet hurtigt kunne være blevet til ilt, når kulstofkernerne kombinerede sig med endnu en heliumkerne (ilt har otte protoner i kernen). Men iltkernen har et resonansenerginiveau, der netop gør denne reaktion mindre hyppig. Denne heldige omstændighed betyder, at der bliver nok kulstof tilbage til kulstofbaseret liv. Selv en ændring på fire procent i ilts resonansenerginiveau ville have opbrændt alt kulstoffet.
Q – den oprindelige massefordeling
Ifølge Big Bang-kosmologien startede universet som en lille kompakt kugle af ekstremt varm gas. Som denne ekspanderede, blev den afkølet. Hvis gaskuglen havde været perfekt rund, ville gassens atomer have fordelt sig ligeligt over hele universet. For at stoffet skal kunne have ordnet sig i strukturer som stjerner, galakser og klynger af galakser, må der have været ujævnheder i fordelingen af materie i gassen. Materien skal have været en anelse tættere i nogle områder end i andre. I disse lidt mere kompakte områder tiltrak atomerne hinanden igennem tyngdekraft og blev til stjerner og galakser.
Tallet for denne ujævne massefordeling kaldes Q. Man har beregnet, at Q har haft en værdi på 0,00001. Tallet beregnes ved at dividere radiussen af det oprindelige Big Bang med størrelsen på massefordelingens ujævnhed. Det viser sig, at dette tal er det eneste, der kan have givet et univers med stabile stjerner og planeter, som vi kender det. Hvad hvis Q var mindre end 0,00001? Ifølge Rees: ”De resulterende galakser ville have været anæmiske strukturer, hvor stjernedannelsen havde været langsom og ineffektiv, og det ’forarbejdede’ materiale var blevet kastet ud af galaksen i stedet for at glide ind i nye stjerner, der kunne danne galaksesystemer.” Hvis Q var endnu mindre (mindre end 10-6), ”ville gassen aldrig kondensere til gravitationsbundne strukturer overhovedet, og et sådant univers ville for altid forblive mørkt og karakterløst.”
Men hvad hvis Q var meget større end 0,00001? Rees skriver, at i et sådant univers ville det meste stof hurtigt kollapse sammen i store sorte huller og alle tilbageblevne stjerner ”ville være pakket alt for tæt sammen og stødt sammen for tit til at bibeholde stabile planetsystemer.”
Skønt den eksisterende værdi af Q er kritisk for vores eksistens, er der ingen speciel grund til, at Q har den værdi. Rees: ”Måden, Q er fastsat på…er stadig lamslående.”
Hvad er forklaringen?
Andre kritiske værdier for universet i dets nuværende form er massetætheden og den anti-gravitationelle kraft. Den kritiske massetæthed er omkring 5 atomer per kubikmeter. Er tætheden større, vil den samlede tyngde få universet til at falde sammen. Er den mindre, ekspanderer universet sig for hurtigt til, at stjerner og galakser kan dannes.
Den anti-gravitationelle kraft er en opdagelse fra de senere år og virker modsat tyngdekraften. Denne skal have også have en meget præcis værdi, hvis universet ikke skulle være kollapset umiddelbart efter Big Bang.
Hvad er forklaringen på den tilsyneladende nøje afstemthed af disse fysiske konstanter og værdier? Den mest populære forklaring for at undgå den uhyggelige teori om Gud er ideen om de mange universer. Vores univers er blot et ud af utallige andre universer ifølge denne teori. I hvert univers har de fysiske konstanter hver deres vilkårlige værdier, og vi er så heldige at være i et univers, hvor konstanterne tilfældigvis er arrangerede, så de er finjusteret til at huse et univers med liv som os. Problemet med denne hypotese er, at den ikke kan testes. I bund og grund er det en teori, hvis virkelige motiv er ønsket om at undgå ideen om, at Gud tilpassede de grundlæggende fysiske konstanter, vi observerer i vores univers.
På den anden side skrev den britiske astronom Fred Hoyle, som der blev refereret til i afsnittet om bindingsenergi: ”Jeg tror ikke, at nogen som helst videnskabsmand, der undersøger beviserne, kan undgå at komme til den slutning, at fysikkens love er blevet konstrueret med fuldt overlæg med henblik på de konsekvenser, de frembringer inde i stjernerne.”
