21.4 – De tidligste øjeblikke

At forstå universet kræver en forståelse af de kræfter, der styrer alt stofs og energis adfærd i universet. Der er fire grundlæggende kræfter i naturen, og alt i universet er et resultat af deres handlinger (se tabel 21.1). Kemi og lys, er produkter af de elektromagnetiske kræfter der virker mellem protoner og elektroner i molekyler og atomer. Den energi, der dannes i fusionsreaktioner i Solens hjerte, kommer fra den stærke kernekraft, der binder protonerne og neutronerne sammen i atomkernerne. Betahenfald af kerner, hvor en neutron henfalder til en proton, en elektron og en antineutrino, styres af den svage kernekraft. Endelig er der tyngdekraften, der har spillet en så stor rolle i hele astronomien. Hvordan disse kræfter – disse fysiske love – er opstået og udviklet, er en del af universets historie.

Naturkræfterne

Husk fra kapitel 4’s beskrivelse af lys, som en elektromagnetisk bølge, som følge af elektriske og magnetiske felter, og den kvantemekaniske beskrivelse af lys, som en strøm af partikler, kaldet fotoner. Disse beskrivelser af elektromagnetisme skal eksistere sammen. Grenen af fysik, der beskæftiger sig med denne sameksistens, kaldes kvanteelektrodynamik, eller QED (forkortelsen er afledt af det engelske navn Quantum electrodynamics).

QED behandler ladede partikler, som om de var baseballspillere deltog i en uendelig gribeleg. Som baseballspillerne kaster og griber baseballs, oplever de kræfter. På samme måde i QED, ”kaster” og ”griber” ladede partikler, en endeløs strøm af ”virtuelle fotoner” (se figur 21.11). Tidligere så vi, at tanken om kvantemekanik er en videnskab om sandsynligheder snarere end sikkerheder. QED beskrivelsen af det elektromagnetiske samspil mellem to ladede partikler, er et gennemsnit af alle de mulige måder, som partiklerne kunne kaste fotoner frem og tilbage. Den resulterende kraft, virker over store skalaer, som de klassiske elektriske og magnetiske felter, beskrevet af Maxwells ligninger. Fysikere beskriver dette som den elektromagnetiske kraft, som formidles ved udveksling af fotoner. Som med den kvantemekanik vi så på i kapitel 4, er den verden der er beskrevet af QED, svær at se; men QED er en af de mest velafprøvede og præcise grene af fysikken. Ikke engang den mindste målbare forskel mellem forudsigelserne fra teorien, og resultatet af et faktisk eksperiment, er indtil nu blevet fundet.

Den centrale ide i QED – kræfter formidlet ved udveksling af bærepartikler – giver en skabelon til forståelsen af to af de andre grundlæggende kræfter i naturen. Den elektromagnetiske og svage kernekræfter, er blevet kombineret til en enkelt teori, kaldet den elektrosvage teori. Denne teori forudser eksistensen af tre partikler – mærket W⁺, W^–, og Z⁰ – der formidler den svage kernekraft. Sheldon Glashow, Abdus Salam og Steven Weinberg, modtog Nobelprisen i fysik i 1979, for deres arbejde med teorien om de ensartede svage og elektromagnetiske kræfter. I 1980’erne identificerede fysikerne disse partikler i laboratorieforsøg og bekræftede de væsentlige forudsigelser af den elektrosvage teori.

Den stærke kernekraft er beskrevet af en tredje teori, kaldet kvantekromodynamik, eller QCD (forkortelsen er afledt af det engelske Quantum chromodynamics). Denne teori fastslår, at partikler som protoner og neutroner er sammensat af mere grundlæggende byggesten, kaldet kvarker, som er sammenbundet ved udvekslingen af en anden type bærepartikel, kaldet gluoner. Sammen omfatter den elektrosvage teori og QCD standardmodellen for partikelfysik. En dyberegående beskrivelse af standardmodellen, er langt over niveauet for denne bog. Her afslutter vi gennemgangen ved at påpege, at standardmodellen, med undtagelse af tyngdekraften, er i stand til at forklare alle de aktuelt observerede interaktioner fro stof, og har lavet mange forudsigelser der efterfølgende er blevet bekræftet i laboratorieforsøg. Standardmodellen efterlader imidlertid mange spørgsmål ubesvarede, som for eksempel om neutrinoerne har masse, eller hvorfor stærke interaktioner, er så meget stærkere end svage interaktioner.

Et univers af partikler og antipartikler

Hver type partikel i naturen har en antipartikel, som er modsat. En positron er identisk med en elektron, bortset fra at den har en positiv ladning i stedet for en negativ ladning (du så elektronens antipartikel, positronen, i atomreaktionerne inden for Solen i kapitel 13). For protoner er der antiprotoner; for neutroner er der antineutroner; og så videre. Samlet, kaldes disse antipartikler for antistof.

En egenskab ved disse partikel-antipartikelpar er, at hvis du bringer dem samme, udsletter de to partikler hinanden. Når et partikel-antipartikelpar udslettes, omdannes massen af de to partikler til energi i overensstemmelse med Einsteins specielle relativitetsteori (E=m∙c²). For eksempel, i figur 21.12a, udsletter en elektron og en positron hinanden, og energien bæres væk af et par gammastrålefotoner (dette er tanken bag Star Treks ”antistof”-motorer). Partikel-antipartikelpar blev dannet, da to højenergifotoner kolliderede med hinanden som vist i figur 21.12b, som skabte et elektron-positronpar i deres sted. Dette eksempel på, hvordan en energisk begivenhed kan skabe en partikel og dens tilsvarende antipartikel – en proces kaldet parproduktion – er blevet observeret i partikelacceleratorer.

I princippet kan enhver for partikel og dens antipartikel fremstilles på denne måde. Den eneste begrænsning kommer, når der ikke er nok energi til rådighed til at forsyne massen af partiklerne der bliver dannet (se Matematiske Værktøjer 21.2). Hvis to gammastrålefotoener kolliderer med en kombineret værdi, der er større end hvilemasseenergien af et elektron-positronpar, kan de to fotoner forsvinde og efterlade et elektron-positronpar i deres sted. Hvis fotonerne har mere end den nødvendige energi, indgår den ekstra energi i den kinetiske energi for de to nydannede partikler.

Nu anvender vi denne ide til et varmt univers, badet i Planck sortlegemestråling. Da universet var mindre end 100 sekunder gammelt, og havde en temperatur der var større end en milliard kelvin, var det fyldt med energiske fotoner som konstant kolliderede, hvilket skabte elektron-positronpar; og disse elektron-positronpar udslettede konstant hinanden, og dannede et par gammastrålefotoner. Hele processen nåede en ligevægt, strengt bestemt af temperaturen, hvor parproduktionen og parudslettelsen var nøjagtigt afbalanceret med hinanden. I stedet for kun at blive fyldt med en sværm af fotoner, var universet på dette tidspunkt fyldt med en sværm af fotoner, elektroner og positroner (se figur 21.13a). Tidligere, da universet var endnu varmere, ville fotoner have produceret en sværm af protoner og antiprotoner. Endnu tidligere var en sværm af kvarker og antikvarker, og gluoner, kaldet et ”kvark-gluonplasma”, som det er blevet observeret i nogle tunge-kerner acceleratorer på Jorden.

Fysikkens grænser

I parproduktionsprocessen er der en symmetri, mellem stof og antistof: fro hver partikel der dannes, bliver dens antipartikel også dannet. Som universet afkølede, var der ikke længere energi nok til at understøtte produktionen af partikelpar, så partiklerne og antipartiklerne der udgjorde sværmen af partikler der fyldte det unge univers, udslettede hinanden og blev ikke efterfølgende erstattet. Da denne afkøling skete, ville først protonerne være blevet udslettet af antiprotoner. Herefter ved en stadig køligere temperatur, ville elektronerne være blevet udslettet af positroner. Dette var næsten også tilfældet, men ikke helt. For hver elektron i universet i dag, var der 10 milliarder og en elektroner i det tidlige univers, mens der kun var 10 milliarder positroner. Dette 1 ud af 10 milliarder overskud af elektroner i forhold til positroner betød, at da elektron-positronparrene var færdige med at udslette hinanden, var der nogle elektroner tilbage – nok til at tegne sig for alle elektronerne i alle atomerne i hele universet i dag (se figur 21.13b). Tilsvarende var der et overskud af protoner i forhold til antiprotoner i det tidligere univers, og protonerne der eksisterer i dag, er alt der er tilbage efter udslettelsen af proton-antiprotonparrene.

Hvis standardmodellen for partikelfysik, var en fuldstændig beskrivelse af naturen, ville ubalancen på 1 ud af 10 milliarder mellem stof og antistof, ikke have været til stede i det tidlige univers. Symmetrien mellem stof og antistof villet have være lige. Intet stof ville have overlevet til nutidens univers, og galakser, stjerner og planeter ville ikke eksistere. At disse ting findes i dag, betyder at der skal tilføjes noget mere til modellen.

Symmetrien mellem stof og antistof, kan brydes i en teori der knytter til elektrosvage og stærke kernekræfter, på samme måde som den elektrosvage teori, forener elektromagnetiske kræfter og svage kernekræfter. Der er teorier, der kombinerer tre af de fire fundamentale kræfter i en stor ensartet kraft, som kaldet de Store Forenede Teorier, eller GUTs (forkortelsen er afledt fra det engelske Grand Unified Theories). Teorierne Om Alt, bryder partikel-antipartikelsymmetrien og forklarer hvorfor universet er sammensat af stof snarere end antistof. Der er flere konkurrerende GUTer, og kun de simpleste GUTer er blevet udelukket.

Der findes mange mulige GUTer, og de laver mange forudsigelser om universet. Desværre er de fleste af disse forudsigelser umulige at teste, med selv den største af nutidens partikelacceleratorer. Problemet er, at de partikler der bærer kræfterne er så massive, at det kræver enorme mængder energi, for at få dem til at eksistere – omtrent en billion gange så meget energi, som der kan opnås i nutidens partikelacceleratorer. Alligevel, kan nogle af forudsigelserne fra GUTerne testes med den nuværende teknologi. For eksempel, forudsiger GUTerne, at protoner er ustabile partikler, der hvis de betragtes i lang nok tid, vil henfalde til andre typer af elementarpartikler. Dette er en meget langsommelig proces. I løbet af 100 år, forudsiger GUTerne, at der kan være så meget som 1 procents chance for, at en af de 10²⁸ eller deromkring, protoner i din krop, vil henfalde. Havvandseksperimenter har givet en nedre grænse for protonens levetid på 10³⁴ år, men da denne tekst blev skrevet, var det endnu ikke lykkedes at observeret protonhenfald.

Et af de uløste spørgsmål, eksistensen af Higgs boson, kan være blevet besvaret i 2012, da forskere fra Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire (Den Europæiske Organisation for Højenergifysik), CERN, annoncerede opdagelsen af en ny partikel, der synes at være i overensstemmelse med Higgs boson. Higgs boson er den partikel, som alle andre partikler skal interagere med, for at få deres masser. I standardmodellen, er alle partikler dannet uden masse. Når den elektrosvage symmetri brydes (som ekspansionen og afkølingen fortsætter), dannes denne ”specielle” partikel i hele universet. Alle eksisterende partikler, interagerer med Higgs bosonen, og får deres masse i denne proces. Desto mere de interagerer, desto mere massive (tunge) bliver de.

Partiklerne, der formidler GUTerne, kan være uden for rækkevidde af nutidens laboratorier med højenergifysik. Men da universet var meget ungt (yngre end cirka 10^-35 sekunder) og meget varmt (varmere end cirka 10²⁷ kelvin), var der tilstrækkelig med energi til, at disse partikler kunne skabes frit. I løbet af denne tid, havde de elektromagnetiske, svage kernekræfter, og stærke kernekræfter, endnu ikke oprettet deres unikke identiteter; der var kun den ene store, ensartede kraft. Under denne æra af GUTerne, var den tilsyneladende størrelse af det observerbare univers, mindre end en trilliontedel af størrelsen på en enkelt proton. Hvordan passer tyngdekraften ind i dette?

Den generelle relativitet, giver en smuk, vellykket beskrivelse af tyngdekraften, der korrekt forudsiger planeternes kredsløb, beskriver stjernernes sammenbrud ned til singularitetsradiussen, og gør det muligt for astronomerne at beregne universets struktur. Alligevel ”ser” den generelle relativitets beskrivelse af tyngdekraften, meget anderledes ud end de andre tre kræfters teorier. I stedet for at tale om udveksling af fotoner, gluoner eller andre medierende partikler, taler den generelle relativitet om det store, glatte, kontinuerlige lærred af rum-tid, som begivenhederne er malet på. GUTernes æra beskrives perfekt, hvis tyngdekraften behandles som en separat kraft. Endnu tættere på Big Bangs øjeblik, var universet ekstremt lille, og så måtte både de kvantemekaniske og den generelle relativistiske beskrivelser have fundet anvendelse.

Mod Teorien For Alt

Da universet var yngre end 10^-43 sekunder gammelt, var dets densitet uforståeligt høj. Det observerbare univers var så lille, at 10⁶⁰ universer, ville passe ind i størrelsen af en enkelt proton. Under disse ekstreme forhold, er kvantefysikken nødvendig for at beskrive ikke bare ladede partikler, men også rum-tiden. I stedet for et glat ark, var rum-tiden et kvantemekanisk ”skum”. Manglen af at kunne beskrive dette tidlige univers ved hjælp af den generelle relativitet, er meget som den newtonske mekanik manglende evne til at beskrive atomets struktur. En elektron i et atom, må spekuleres på i form af sandsynligheder, snarere end med sikkerheder. Tilsvarende, er der ingen sikkerhed for de tidligste øjeblikke efter Big Bang. Denne æra i universets historie, kaldes Planck-æraen, hvilket indikerer, at fysikere kun kan forstå universets struktur i denne periode, ved hjælp af kvantemekanikkens ideer.

Konflikten mellem den gerelle relativitet og kvantemekanikken, ligger på de nuværende grænser for den menneskelige viden. Fysik kan forklare tingene tilbage til en bestemt tid, hvor universet var en milliontedel af en trilliontedel af et sekund gammelt, men for at komme længere bagud, har man behov for noget nyt. For at forstå de tidligste øjeblikke i universet, har fysikerne brug for en teori, der kombinerer den generelle relativitet og kvantemekanikken, i en enkelt teoretisk ramme, som forener alle de fire grundlæggende kræfter. En sådan teori hedder Teorien For Alt, eller TOE (forkortelsen er afledt af det engelske Theory Of Everything).

En vellykket TOE, ville gøre mere end at forene den generelle relativitet med kvantemekanikken. Den ville foreslå, hvilke af de mulige GUTer, der er korrekte, og ville give svar på naturen af mørkt stof. En vellykket TOE ville også nødvendigvis svare på flere ubesvarede kosmologiske spørgsmål, herunder hvordan, hvornår og hvorfor med inflationen, og den underliggende fysik for mørk energi, der accelererer universets ekspansion. Fysikere kæmper i øjeblikke med, hvordan en TEO kan se ud. En hovedkonkurrent til TOE er superstrengteorien, der forklares i Grundlæggende Viden 21.1.

Kræfterne blev adskilt i det afkølende univers

For at forstå de allertidligste øjeblikket i universets historie, ser fysikerne tilbage til højere og højere energier, der betyder tidligere og tidligere tider. Universet startede med en TOE, med alle fire kræfter forenet, og da universet ekspanderede og blev afkølet, blev disse kræfter separeret fra hinanden. Figur 21.15, illustrerer hvordan de fire grundlæggende kræfter opstod i det udviklende univers. I de første 10^-43 sekunder efter Big Bang, der er beskrevet af TOE, var elementarpartiklernes fysik og rum-tidens fysik den, samme. Da universet ekspanderede og afkøledes, adskilte tyngdekraften sig fra de andre kræfter, som er beskrevet af GUT. Rum-tiden overtog egenskaberne der er beskrevet af den generelle relativitet. Inflationen kan også have fundet sted på dette tidspunkt.

Som universet fortsatte med at ekspandere, og dets temperatur faldt yderligere, var der mindre og mindre energi til rådighed, til dannelse af partikel-antipartikelpar. Da partiklerne, som er ansvarlig for formidlingen af GUT interaktionerne, ikke længere kunne blive dannet, skilles den stærke kernekraft fra den elektrosvage kraft. I løbet af denne tid, da foreningen af den oprindelige TOE gik tabt, blev symmetrien mellem stof og antistof brudt. Som et resultat heraf, endte universet med mere stof end antistof.

Den næste store forandring fandt sted, da de elektromagnetiske kræfter og svage kernekræfter adskiltes, hvilket efterlod disse to kræfter uafhængige af hinanden. Alle fire grundlæggende naturkræfter som styrer nutidens univers, blev herefter adskilt. På 10 billiontedele af et sekund, var universets temperatur, faldet til 10¹⁶ kelvin. Det tog et helt minut eller to, før universet var afkølet til milliard kelvin mærket, under hvilket, ikke engang et par af elektroner og positroner kunne dannes.

Universet var på det tidspunkt, for koldt til at kunne danne yderligere partikler og antipartikler. Imidlertid var det stadig varmt nok til, at de hurtige protoner kunne overvinde de elektriske barrierer mellem dem, så atomare reaktioner kunne finde sted. Disse reaktioner dannede de letteste grundstoffer, herunder helium, lithium, beryllium, og bor. Hvis du husker fra afsnittene om stjernernes udvikling, er der behov for stadig højere temperaturer for nukleosyntese af stadig tungere grundstoffer. Som universet fortsatte med at ekspandere, blev det snar for koldt til nukleosyntese af tungere grundstoffer.

Big Bang nukleosyntesen ophørte på det tidspunkt, hvor universet var omkring 5 minutter gammelt, og universets temperatur var faldet ned under cirka 800 millioner kelvin. Universets densitet på dette tidspunkt, var faldet til kun omkring en tiendedel af vands densitet. Normalt stof bestod af atomkerner og elektroner, men universet var stadig domineret af strålingen fra Big Bang. Efter adskillige hundredtusinde år, var temperaturen faldet så meget, at elektroner kunne kombineres med atomkerner, til dannelsen af neutrale atomer. Dette var æraen med rekombination, som ses direkte når astronomerne observerer den kosmiske baggrundsstråling. På dette tidspunkt, kunne baggrundsstrålingen ikke længere dominere over stof, og tyngdekraften begyndte at spille sin rolle i dannelsen af den enorme struktur for universet, der observeres i dag.

Næste afsnit →