Religionsfilosofi
Jørgen Skydstofte
Visse forhold, som temperaturen, var gunstige for livets opdukken på Jorden.
Det
antropiske princip påstår det modsatte: livets tilstedeværelse kan
"forklare"
forholdene
George Gale
Indhold:
Indledning
Det kosmologiske princip
Det antropiske princip
Mange-verdener tolkningen
Observatørens rolle
Indledning
Jorden er et enestående gæstfrit sted for menneskeheden, med rigeligt vand
og en
middeltemperatur som tilfældigvis ligger i det snævre område, hvor vand er
en
væske. I lyset af livets evolutionære oprindelse er disse kendsgerninger
næppe
overraskende; hvis Jorden var kold og tør som Mars eller hvis den havde en
dampende, ætsende atmosfære som den på Venus, ville intelligente væsner ikke
have udviklet sig til at komme med bemærkninger om deres fjendtlige
omgivelser.
Det forekommer imidlertid afgjort mærkeligt at hævde, at tilstedeværelsen af
liv
på Jorden kunne "forklare", hvorfor planeten har en temperatur mellem vands
frysepunkt og kogepunkt. Den sædvanlige praksis har været at hævde det
modsatte
forslag: at livet udviklede sig på Jorden, fordi omstændighederne bidrog til
dets eksistens.
Skønt ræsonnementet kan forekomme bagvendt, er ideen, at selve
tilstedeværelsen af liv kan have nogen forklarende kraft, for nylig blevet
introduceret i kosmologi, hvor opgaven er at forstå ikke en enkelt planets
historie, men hele universets. Det er let at forestille sig et univers, der
er
helt forskelligt fra det observerede. For eksempel kunne en ændring af visse
fysiske konstanters værdier forårsage et univers, hvor de kemiske
grundstoffer,
der er tungere end helium, aldrig dannes eller hvor alle stjerner er store,
varme og kortlivede. I de fleste sådanne tænkte rekonstruktioner af
universet er
det usandsynligt, at en intelligent livsform nogensinde ville dukke op. Den
kendsgerning, at det virkelige univers er hjemsted for intelligente
observatører, anbringer derfor visse begrænsninger på den variation af
måder,
hvorpå universet kunne være begyndt og på de fysiske love, der kunne have
styret
dets udvikling. Med andre ord har universet de egenskaber, som vi observerer
i
dag, fordi vi ikke ville have været her som observatører nu, hvis dets
tidligere
egenskaber havde været meget anderledes. Princippet, der ligger under denne
metode til kosmologisk analyse, er blevet kaldt det antropiske princip, fra
det
græske anthropos, menneske.
Måden at ræsonnere på, som det antropiske princip indebærer, er temmelig
forskellig fra den deduktive måde, som længe har været karakteristisk for
megen
videnskabelig tankegang. En deduktiv teori begynder med at specificere et
fysisk
systems begyndelsestilstand og de naturlove, der gælder for det; så
forudsiger
teorien systemets efterfølgende tilstand. Man kunne, for eksempel, udlede de
nuværende forhold på Jorden ved at specificere begyndelsens størrelse, masse
og
kemisk sammensætning af den tåge, ud fra hvilken solsystemet kondenserede og
så
spore Solens og planeternes udvikling under indflydelse af de fysiske love,
der
beskriver tyngdekræfterne, kernereaktioner og så videre. Det antropiske
princip
er blevet påkaldt i kosmologi præcis fordi, den deduktive metode ikke let
kan
anvendes der. Universets begyndelsestilstand kendes ikke og de fysiske love,
der
virkede tidligt i dets historie, er også uvisse: lovene afhænger måske endda
af
begyndelsestilstanden. I virkeligheden er den eneste begrænsning, der kan
pålægges en teori, som rekonstruerer universets begyndelsestilstand og de
tilsvarende naturlove, måske kravet om, at disse forhold og love giver
anledning
til et beboet univers.
Det kosmologiske princip
Det begreb, der ligger til grund for megen moderne kosmologi, kaldes det
kopernikanske princip. Dets oprindelse kan spores til den påstand, som
Nicolaus
Kopernikus fremsatte i 1543, at Jorden ikke er universets centrum. Den
moderne
udvidede udgave af princippet blev imidlertid ikke fremsat udtrykkeligt før
1948
af Hermann Bondi fra University of Cambridge. Den indebærer, at menneskelige
observatørers position i universet på ingen måde er privilegeret eller
særligt
udmærket frem for andre positioner; derfor er observationer i kosmologi ikke
kun
gyldige for Jorden eller Solsystemet, men også for fjerne områder i
universet.
Det kopernikanske princip, eller en antagelse som det, er metodisk
nødvendigt i
kosmologi; uden det kunne kosmologiske opdagelser forkastes som
idiosynkrasier
stammende fra fysiske egenskaber, som er særlige for den del af universet,
der
er beboet af menneskelige observatører. Som Bondi selv erkendte, er det
kopernikanske princips nytte ingen garanti for dets sandhed.
En almindeliggørelse af det kopernikanske princip er blevet kendt som
det
kosmologiske princip. Det erklærer, at ikke alene er Solsystemets position
uden
privilegeret status, men at det yderligere gælder, at ingen position, hvor
som
helst i universet, er privilegeret. Indbefattet i denne ide er antagelsen,
at
universets struktur i stor skala er ensartet: bortset fra lokale
uregelmæssigheder, som galakser, er alle områder i universet helt ens. En
homogen struktur er tiltalende (i fravær af vidnesbyrd om det modsatte),
fordi
det er den enklest mulige struktur. Ifølge denne metodiske antagelse
indtager
Jorden en typisk position i rummet.
Vidnesbyrd for det kosmologiske princip kommer fra, at de fleste
videnskabelige eksperimenter kan reproduceres. Selv når et eksperiment, som
en
måling af lysets hastighed, udføres gentagne gange i det samme laboratorium,
udføres det ikke desto mindre både på forskellige tidspunkter og på
forskellige
punkter i rummet (fordi Jorden har bevæget sig i mellemtiden). For så vidt
resultaterne er de samme, påvirker Jordens position ikke eksperimentet.
Sådanne
vidnesbyrd er imidlertid mindre overbevisende, fordi konklusioner i
kosmologi
drejer sig om områder af rumtid, der er meget større end dem der
gennemrejses af
Jorden.
Modeller af universet
Bondi og Thomas Gold fra Cornell University foreslog en endnu mere almen
antagelse kaldet det perfekte kosmologiske princip. Det erklærer, at bortset
fra
lokale uregelmæssigheder er universet ensartet i både rum og tid, så en
observatør ville se den samme struktur i stor skala fra ethvert sted og i
enhver
epoke. Det perfekte kosmologiske princip er grundlaget for stabil-tilstand
(steady-state) modellen, som i sin oprindelige formulering påstod et
univers,
der var fuldstændigt ensartet gennem rum og tid. For at rumme vidnesbyrd om
at
universet udvider sig, antager modellen, at stof skabes kontinuerligt.
Steady-state modellen er siden stort set opgivet og derfor gælder det samme
for
det perfekte kosmologiske princip. Grunden var detektionen af universets
baggrund af mikrobølgestråling i 1965. Mikrobølge baggrunden tolkes som
resterne
af et trin i det tidlige univers, hvor det var meget varmere og tættere, end
det
er nu.
Skønt mikrobølge baggrunden udelukker universets tidsmæssige
ensartethed,
giver den det mest tvingende vidnesbyrd om rumlig ensartethed i stor skala.
Den
observerede stråling er isotropisk - dvs. den kommer fra alle retninger med
ens
intensitet - med en nøjagtighed bedre end en del ud af 1.000. Således
støtter
baggrundsstrålingen det kosmologiske princip men ikke det perfekte
kosmologiske
princip.
Den observerede udvidelse af universet er også konsistent med det
kosmologiske princip. Udvidelsen har intet centrum: en observatør i en
hvilken
som helst galakse ville se alle andre fjerne galakser i alle retninger vige
tilbage fra ham. Jo længere væk en galakse er, jo højere er dens
vigehastighed.
For galakser i samme afstand er vigehastighederne de samme med en
nøjagtighed,
der er bedre end en del ud af 1.000.
Mikrobølge baggrunden, de fjerne galaksers vigen og det kosmologiske
princip
bringes alle sammen i Big Bang modellen, som antager et dimensionsløst
punkt,
med tilsyneladende uendelig tæthed som universets oprindelse. En sådan
oprindelse antydes, hvis man forestiller sig, at de nuværende
vigehastigheder
vendes om; en ekstrapolation baglæns viser, at alle galakserne ville mødes i
et
punkt. Fordi universet har udvidet sig siden øjeblikket for Big Bang, kan
man
estimere dets alder ud fra udvidelsens egenskaber. Hvis vigehastighederne
ikke
havde ændret sig i tidens løb, ville universets alder være lig med afstanden
mellem to vilkårlige galakser divideret med den hastighed, hvormed de viger
tilbage fra hinanden. Denne hypotetiske alder kaldes Hubble tiden efter
Edwin P.
Hubble, som i 1923 opdagede forholdet mellem afstand og vigehastighed.
Universets alder kan estimeres ud fra den nuværende udvidelses hastighed.
Diagrammet viser adskillelsen mellem galakserne som funktion af tiden.
Punktet
mærket "Nu" svarer til den nuværende udvidelses hastighed. Universets alder
kan
imidlertid ikke udledes alene fra den nuværende hastighed. Hastigheden er
sandsynligvis faldet siden Big Bang på grund af det ekspanderende stofs
tyngdetiltrækning. Det vides ikke om udvidelsen vil fortsætte for evigt
("åbent"
kurve) eller om universet med tiden vil stoppe udvidelsen og så falde sammen
under dets egen tyngdekraft ("lukket" kurve). Begge muligheder er
konsistente
med de vidnesbyrd, der er til rådighed og med Big Bang-modellen. Fortsat
udvidelse antyder en alder på omkring 20 milliarder år; udvidelse fulgt af
kollaps giver en alder på omkring 13 milliarder år. Alderen, der estimeres
ved
at antage en konstant udvidelseshastighed, er Hubble tiden.
I virkeligheden er det sandsynligt, at vigehastighederne har ændret sig,
skønt
det ikke står klart hvor meget. En grund til en sådan ændring er alle
galaksernes gensidige tiltrækning, som har tendens til at bremse universets
udvidelse. Ændringen i udvidelsens hastighed i perioden siden Big Bang
bestemmer, hvorvidt universet er "åbent" eller "lukket". Et åbent univers
vil
udvide sig for evigt. Et lukket univers vil med tiden stoppe med at udvide
sig,
begynde at trække sig sammen og kollapse i et "stort stop". Hvis universet
er
åbent, antyder den nuværende ekspansionshastighed, at dets alder er omkring
20
milliarder år. Hvis universet er lukket, antyder ekspansionens hastighed, at
det
er omkring 13 milliarder år gammelt.
Det antropiske princip
Det antropiske princip blev indført af Robert H. Dicke fra Princeton
University
i 1961; han foreslog det, mens han analyserede arbejde gjort af P.A.M. Dirac
omkring 30 år tidligere. Dirac havde gjort opmærksom på visse besynderlige
numeriske sammenhænge mellem dimensionsløse tal, der har en vigtig rolle i
fysik
og astrofysik. Et dimensionsløst tal er et tal, som ikke har nogen måleenhed
forbundet, således at dets værdi er den samme i ethvert målesystem. Dirac
overvejede ikke tallenes eksakte værdi men kun deres størrelsesorden: den
potens
af 10, som kommer nærmest i at udtrykke værdien. Han fandt adskillige
tilfælde,
hvor størrelsesordenen er en hel potens af det store tal 1040.
Tre tal med en fremtrædende plads i Diracs arbejde er mål for kraft, tid
og
masse. Den første mængde er en dimensionsløs form for den tyngdemæssige
koblingskonstant, som er et mål for gravitationens styrke; den har en værdi
på
omkring 10-40. Det andet dimensionsløse tal er universets alder udtrykt i
atomenheder: Dirac definerede det som forholdet mellem Hubble alderen og
tiden
det tager lyset at gennemrejse en afstand svarende til en protons radius.
Forholdet har en værdi på omkring 1040. (Fordi Dirac kun spekulerede over
størrelsesorden, giver Hubble alderen og de andre aldersestimater næsten
samme
resultat.) Den tredje dimensionsløse mængde er antallet af massive partikler
(som protoner og neutroner) i det synlige område af universet; tallet
estimeres
til at være omkring 1080.
Dirac bemærkede tre størrelsesorden forhold mellem disse mængder. For
det
første er gravitationens koblingskonstant det reciprokke af universets alder
i
atomenheder. For det andet er antallet af massive partikler kvadratet på
universets alder i atomenheder. For det tredje er gravitationens
koblingskonstant det reciprokke af kvadratroden af antallet af massive
partikler. Dirac mente, at de numeriske relationer var for slående til at
kunne
afvises som sammentræf. Han foreslog, at de er en manifestation af en eller
anden ukendt årsagssammenhæng.
En mulig indvending til disse ideer er, at det er indlysende, at
universets
alder vokser med tiden. Som resultat burde numrenes relationer ændre sig
kontinuerligt og det er et ekstraordinært sammentræf, at deres værdier
skulle
blive bestemt, lige når de er i overensstemmelse. Dirac kom denne kritik i
forkøbet ved at foreslå, at gravitationens koblingskonstant og antallet af
massive partikler også ændrer sig med tiden på en sådan måde, at
relationerne
mellem størrelsesordenerne forbliver gyldige i hele universets historie. For
at
overensstemmelserne kan bestå, skal gravitationen blive svagere omvendt
proportionalt med tiden og antallet af partikler skal stige direkte
proportionalt med kvadratet på tiden.
Diracs analyse blev alment mødt med lille entusiasme, men Dicke tog den
alvorligt. Han foreslog, at en årsagssammenhæng mellem gravitationens
koblingskonstant og antallet af massive partikler kunne baseres på et
princip,
som først blev fremsat af Ernst Mach. Mach havde foreslået, at en partikels
inertimasse bestemmes af dens tyngdemæssige vekselvirkning med fjernt stof.
(Det
etablerede synspunkt var, at inertimassen er en egenskab ved partiklen helt
uafhængigt af dens omgivelser.) Ifølge Machs princip er gravitationens
svaghed
relateret til den enorme mængde fjernt stof i universet. Hvis princippet
accepteres, er det ikke overraskende, at der burde være en numerisk relation
mellem gravitationens koblingskonstant og antallet af massive partikler, som
er
et mål for mængden af stof i universet.
Det er imidlertid ikke indlysende, hvorfor koblingskonstanten og
antallet af
partikler skulle være relateret til Hubble alderen. Hvis Machs princip
overhovedet er gyldigt, burde det tværtimod forblive gyldigt i alle æraer i
universets historie, hvorimod størrelsesorden relationerne kun ville blive
observeret i den nuværende æra. Igen forekommer det, at mennesket er dukket
op i
et privilegeret og derfor usandsynligt øjeblik.
Dickes svar på denne indvending var, at Hubble alderens værdi begrænses
stærkt af de forhold, der er nødvendige for menneskets eksistens. Et
essentielt
forhold er, at universet skulle være blevet gammelt nok til at give tid til
skabelsen af grundstoffer, der er tungere end brint, Fordi "det er velkendt,
at
der kræves carbon til at lave fysikere". Tunge grundstoffer laves i
stjerners
indre og frigøres, når en stjerne eksploderer som en supernova. Som
konsekvens
heraf kan et beboet univers' Hubble alder ikke være kortere end alderen på
stjernen med det korteste liv. Hvis Hubble alderen på den anden side var
meget
større end en typisk stjernes alder, ville de fleste stjerner, hvis planeter
kunne understøtte liv, være døde nu. Derfor, konkluderede Dicke, er Hubble
alderen omtrent lig med en typisk stjernes levetid.
Nyheden i Dickes argument fortjener nærmere analyse. Givet menneskets
eksistens, argumenterede han, kunne Hubble alderen ikke have en værdi, der
var
meget anderledes end den, den har. Derfor gælder Diracs numeriske relationer
ikke for ethvert muligt evolutionært univers (hvor Hubble alderen kunne
antage
enhver af mange værdier) men kun for det univers, som observeres af fysikere
i
dag.
En af de mest tiltalende egenskaber ved Dickes analyse er dens
tilsyneladende demonstration af, at Hubble alderens værdi ikke er vilkårlig.
At
reducere forklaringernes vilkårlighed er et af videnskabens langvarige mål
og
derfor er Dickes arbejde i denne forstand ikke usædvanligt; det, der
udmærker
det, er argumentets metode eller logik. Alment er vilkårlighed blevet
elimineret
ved at vise, at et fænomen kan forudsiges eller at en teori kan udledes fra
en
mere fundamental forudsætning. Dickes teknik er helt anderledes.
Deduktiv eller forudsigende logik går frem fra en fundamental antagelse
til
et udledt resultat: fremtiden udledes af fortiden. Den tidsmæssige strøm i
Dickes argument går i den modsatte retning. Han citerer et nuværende forhold
(menneskets eksistens) som forklaring på et fænomen, der er grundlagt i
fortiden
(universets alder). Det er klart, at hans resultat ikke kan tolkes som en
forudsigelse, da det ville være en forudsigelse af fortiden på grundlag af
den
fortids egen fremtid.
Kosmologer har antaget det kosmologiske princip, fordi det er vanskeligt
at
anvende den forudsigende logik på det tidlige univers. En deduktiv
forklaring
ville i kosmologi antagelig vise, hvordan observerede egenskaber ved
universet,
som fordelingen af stof eller værdien af gravitationens koblingskonstant,
ikke
er vilkårlige, men i stedet følger af et eller andet underliggende princip.
Det
er vanskeligt at komme med en sådan forklaring, fordi den kræver kendskab
til
universets begyndelsestilstand.
En observeret egenskab ved universet, som trænger til en forklaring, er
dets
isotropi. C.B. Collins og Steven W. Hawking fra University of Cambridge har
fundet, at i nuværende modeller af universet kunne kun få sæt
begyndelsesforhold
give anledning til den observerede isotropi. Enhver teori, hvori isotropien
udledes eller forudsiges, skal begynde med at postulere sådanne yderst
vilkårlige begyndelsesforhold. Collins og Hawking finder dette resultat
utilfredsstillende, fordi det ikke giver nogen overbevisende grund til, at
universet er blevet som det er og ikke anderledes. Det, der er behov for, er
en
eller anden forudsat begrænsning, som ville forklare, hvorfor
begyndelsesforholdene skulle være blandt disse få, som fører til isotropi;
en
forudsat begrænsning på universets begyndelsestilstand er imidlertid næsten
utænkelig. Forskerne har derfor søgt tilflugt i det antropiske princip, som
begrænser klassen af mulige begyndelsesforhold, ikke ved en forudsat
begrænsning
men ved en efterfølgende.
Mange-verdener tolkningen
En af de mest indflydelsesrige anvendelser af det antropiske princip og af
ikke-forudsigende logik er blevet udført af Brandon Carter fra Cambridge.
Carter
begyndte at udforske den antropiske undersøgelsesmetode som "reaktion mod
overdreven underdanighed for det kopernikanske princip." Carter påstår, at
selv
om Kopernikus demonstrerede, at vi ikke skal "antage at vi gratis indtager
en
central position i universet," følger det ikke, at menneskelige
observatørers
situation ikke kan være privilegeret på nogen måde. Observatørens position
er
nødvendigvis speciel, i det mindste i den udstrækning at visse forhold (af
temperatur, kemisk miljø og så videre) er forudsætninger for hans eksistens.
"Det vi kan forvente at observere," noterer Carter, "skal være begrænset af
de
forhold, der er nødvendige for vor tilstedeværelse som observatører," og
derfor
gælder det "at skønt vor situation ikke nødvendigvis er central, er den
uundgåeligt privilegeret i en vis udstrækning."
Carters diskussion af det antropiske princip repræsenterer en
interessant
forening af fysikken om det meget store og det meget lille; for at belyse
kosmologien støtter han sig til en usædvanlig udlægning af kvantemekanikken,
der
kaldes mangeverdener tolkningen. Mange-verdener tolkningen blev foreslået af
Hugh Everett III fra Princeton og blev yderligere udviklet af Bryce S.
DeWitt og
John Archibald Wheeler fra University of Texas at Austin. I kvanteteorien
giver
forudsigelserne kun sandsynligheden for en begivenhed og ikke en
deterministisk
erklæring om begivenheden vil finde sted eller ej. For eksempel beskrives en
elementarpartikels bane af en bølgefunktion, et matematisk udtryk hvis
amplitude
varierer både i rum og tid. Sandsynligheden for at finde partiklen i et
givet
punkt er kvadratet på amplituden af bølgefunktionen i det punkt. Hvis en
observation imidlertid virkelig udføres i det punkt, findes partiklen enten
der
eller også findes den ikke der. Et centralt filosofisk anliggende i
kvantemekanikken er at forene den probabilistiske tolkning af
bølgefunktionen
med observationernes deterministiske resultater. Når partiklen observeres i
en
bestemt position, havde den så den position hele tiden, selv før
observationen
blev udført? Hvis den havde, er det ikke klart, hvordan man skal tolke de
andre
punkter i rummet, til hvilke bølgefunktionen tilskrev en ikke-nul
sandsynlighed.
Mange-verdener tolkningen af kvantemekanik forsikrer, at der ikke er
nogen
fundamental forskel på partiklens observerede position og de andre punkter,
til
hvilke bølgefunktionen tilskrev en ikke-nul sandsynlighed. Partiklen
eksisterer
i alle punkter. For at dette kan være sandt, er det imidlertid nødvendigt at
antage, at der er uendeligt mange verdener, i hver af hvilke partiklen har
en
bestemt position. Det, der sker under en observation er, at en verden
udvælges
fra det uendelige område af muligheder. Bølgefunktionen er stadig vigtig,
fordi
den fortsætter med at beskrive verdenernes helhed.
Selv om mangeverdener tolkningen kan forekomme bizar, kan den ikke
udelukkes
på grundlag af de fysiske vidnesbyrd; den er kompatibel med resultaterne af
alle
eksperimenter. Tolkningen har den dyd, at den forener den kvantemekaniske
bølgelignings kontinuitet med måleprocessens diskontinuitet.
UDVIKLING AF ET BEBOELIGT STJERNESYSTEM
Begrebet om andre verdener har ikke sin oprindelse i Everett. For omkring
tre
århundreder siden foreslog Gottfried Wilhelm von Leibniz, at der er
uendeligt
mange mulige verdener, som hver er internt konsistent og har sin egen
karakter.
Nogle af verdenerne ville være enormt forskellige fra den aktuelle verden,
med
ukendte begyndelsesforhold, fundamentale konstanter og fysiklove; andre
verdener
ville kun adskille sig fra den kendte i spidsfindigheder. For eksempel ville
der
være en verden, som er identisk med vor egen undtaget, at dens Julius Cæsar
ikke
krydsede Rubicon. I en anden verden ville forskellen være, at Judas ikke
forrådte Jesus. Den eneste begrænsning på en mulig verden er, at den ikke
kan
overtræde loven om ikke-modsigelse: der er ingen verden, i hvilken Cæsar
både
krydsede Rubicon og ikke krydsede den.
I Everetts mangeverdener tolkning af kvanteteorien er alle verdenerne
lige
virkelige. Fra Leibniz' synspunkt er der på den anden side et
virkelighedsprincip, som udskiller en virkelig verden fra alle de mulige.
Leibniz mente, at videnskabelig undersøgelse ville afsløre, at den
observerede
verden maksimerer en egenskab, han på forskellige tidspunkter kaldte
"økonomi",
"perfektion" og "optimalitet". Den sidste term er mest afslørende. Leibniz
forklarede, at den optimale verden udviser den rigeste variation af mulige
fænomener under de fysiske love, der beskriver fænomenerne. Han brugte
begrebet
om det optimale til at forklare lovene for refleksion og refraktion i optik
og
begrebet inspirerede ham til at udvikle princippet om bevarelsen af energi.
Ved at kombinere det antropiske princip med kvantemekanikkens
mangeverdener
tolkning infører Carter også et virkelighedsprincip. Den komplekse egenskab,
som
udmærker den virkelige verden, er ikke Leibniz' ide om det optimale men en
egenskab, jeg vil kalde livs-understøttelse. Ud fra Everetts uendelige
ensemble
af verdener betragter Carter kun de verdener som virkelige, der
tilfredsstiller
et biologisk krav: de skal inkludere egenskaber som muliggør "eksistensen af
enhver organisme, der kan beskrives som en observatør."
Carter støtter sig til denne ide for at forklare gravitationens svaghed.
Ifølge mangeverdener tolkningen kunne der eksistere verdener, i hvilke
koblingskonstanten indtager alle mulige værdier fra meget svag til meget
stærk.
Det antropiske princip kan så forklare, hvorfor vi lever i en verden, hvor
konstanten har den observerede værdi. Carter demonstrerer, at hvis
koblingskonstanten var meget anderledes, ville planeter enten ikke have
dannet
sig eller de ville ikke have overlevet længe nok til, at intelligent liv
kunne
udvikles. Fordi en observatør antagelig kræver en planet at bebo, er
eksistensen
af en observatør stærkt forbundet med konstantens værdi.
Beboelige stjernesystemer inkluderer kun dem, i hvilke en stjerne opvarmer
et
område af rummet, hvor temperaturen falder i det snævre område, hvor vand er
en
væske. I diagrammet til venstre er den varmeste stjerne hvis planeter kunne
understøtte intelligent liv; i diagrammet øverst til højre er Solen; i
diagrammet nederst til højre er den køligste stjerne, hvis planeter kunne
understøtte intelligent liv. (I hvert diagram er stjernen og planetsystemet
tegnet i forskellig skala.) De øvre og nedre grænser for størrelsen af en
livs-understøttende stjerne opstår fra stjernesystemernes forskellige
egenskaber. En større og lysere stjerne kunne sørge for et beboeligt område,
men
stjernen ville forblive i et stabilt udviklingstrin i for kort tid til, at
livet
kunne udvikle sig. En mindre og svagere lysende stjerne kunne også sørge for
et
beboeligt område, men planeten ville være for tæt på stjernen. Som resultat
af
tidevands-vekselvirkninger ville planeten holde op med at rotere og der
ville
udvikles en ekstrem temperaturforskel mellem den lyse og mørke side. Til
sidst
ville planetens atmosfære blive kogt væk på den lyse side og frosset på den
mørke side. Liv udviklede sig på Jorden på grund af den tilfældige
omstændighed,
at den befinder sig i et beboeligt område. Det antropiske princip påstår det
modsatte forslag, nemlig at tilstedeværelsen af liv på Jorden forklarer,
hvorfor
planeten har en temperatur i det snævre område, hvor vand er en væske. Man
må
afvente om det antropiske princip vil opnå almen accept blandt kosmologer.
Carters demonstration er baseret på en interessant egenskab ved stjerner
kaldet
hovedserie stjerner, som inkluderer Solen. Sådanne stjerner er på et stabilt
udviklingstrin, i hvilket energien, der frigøres ved termonuklear fusion,
udbalancerer gravitationens tiltrækningskraft. De betegnes hovedserie
stjerner,
fordi de, i et Hertzsprung-Russell diagram (en graf af lysstyrke v.
overfladetemperatur), falder i en udviklingsmæssig serie i et snævert bånd.
De
fleste egenskaber ved stjerner er ikke følsomt afhængige af værdien af
gravitationens koblingskonstant. En undtagelse er den skarpe opdeling af
hovedserie stjerner i blå giganter (varme, lyse, massive stjerner) og røde
dværge (kølige, svagtlysende, kompakte stjerner). En stjernes lysstyrke er
proportional med fjerde potens af dens masse og derfor omdanner en blå
gigant
hurtigt sit stof til energi; den har en kort levetid. En rød dværg afgiver
forholdsmæssigt lidt energi og lever meget længere.
Livets opdukken kræver to ting af en stjerne. For det første skal den
leve
længe nok til, at levende organismer kan udvikles. For det andet skal den
udstråle nok energi til at opvarme et beboeligt område af rummet, dvs. et
område
hvor en planet kunne have en stabil bane. Hverken en blå gigant eller en rød
dværg tilfredsstiller begge betingelser; den blå gigant brænder for hurtigt
ud
og den røde dværg stråler for svagt. Det, der er behov for, er en stjerne
som
Solen, hvis position i hovedserien er ved den skarpe opdeling mellem de blå
giganter og de røde dværge; kun en stjerne af denne slags har en passende
kombination af levetid og strålingsstyrke. Hvis gravitationens
koblingskonstant
var en størrelsesorden større, ville hovedserien udelukkende bestå af blå
giganter. Hvis konstanten var en størrelsesorden mindre, ville hovedserien
kun
bestå af røde dværge. I begge tilfælde ville livs-understøttende stjerner
ikke
eksistere.
Som Carter anerkendte, er hans argument temmelig spekulativt. Planeters
dannelse er endnu ikke forstået godt nok til, at man fuldstændigt kan
udelukke
muligheden for, at beboelige planeter ville dannes i et univers med en anden
gravitations koblingskonstant. Det skal imidlertid bemærkes, at denne
usikkerhed
ikke er relateret til argumentets logik men til dets empiriske præmisser.
Carter har støttet sig til det antropiske princip i andre sammenhænge,
som
er baseret på sundere empiriske præmisser. For eksempel har han observeret,
at
koblingskonstanten, der er associeret med den stærke, eller kerne, kraft
"kun
lige er stærk nok til at binde [protoner og neutroner] til kerner; hvis den
var
lidt svagere, ville brint være det eneste grundstof og det ville antagelig
også
være inkompatibelt med livets eksistens."
Observatørens rolle
Collins og Hawking blev også ført til at påkalde det antropiske princip.
Deres
undersøgelse gik i gang for at redegøre for to observationer: universets
isotropi i stor skala og især af mikrobølge baggrundsstrålingen og
tilstedeværelsen af inhomogeniteter på lille skala som galakser. De fandt,
at de
afgørende faktorer er begyndelses-vigehastigheden for stoffet, der blev
skabt i
Big Bang og stoffets undvigelseshastighed (den hastighed det ville behøve
for at
overvinde dets tyngdemæssige tiltrækning). Hvis vigehastigheden er mindre
end
undvigelseshastigheden, kollapser universet, før isotropien kan udvikles.
Hvis
vigehastigheden er større end undvigelseshastigheden, kan galakser og andre
hobdannelser af stof ikke udvikles med mindre, der er ujævnheder i lille
skala i
begyndelsesfordelingen af stof på tidspunktet for Big Bang. Sådanne
ujævnheder
ville imidlertid have resulteret i manglende isotropi på store skalaer i det
nuværende univers. Collins og Hawking konkluderede modstræbende, at den
observerede kombination af storskala isotropi og lilleskala hobdannelse kun
kan
fremkomme, hvis vigehastigheden er nøjagtig lig med undvigelseshastigheden.
Derfor er det observerede univers virkelig højst privilegeret med en
vigehastighed, der har én vilkårlig værdi ud af et uendeligt område af
muligheder.
MODELLER AF KOSMISK UDVIKLING
Collins og Hawking foreslog, at den ubehagelige særegenhed ved det
observerede
univers kunne forstås gennem det antropiske princip. De begyndte med at
postulere et ensemble af uendeligt mange universer, som havde alle mulige
begyndelsesforhold, inkluderende alle mulige værdier af vigehastigheden. I
næsten alle disse universer kunne stoffet ikke kondensere til galakser. Det
eneste univers, i hvilket stoffet både kunne danne galakser og udvise
storskala
isotropi, er et univers, hvis vigehastighed er lig med
undvigelseshastigheden.
Collins og Hawking konkluderer, at da "eksistensen af galakser forekommer at
være en nødvendig forudsætning for udviklingen af enhver form for
intelligent
liv, ... er den kendsgerning, at vi har observeret, at universet er
isotropisk,
kun en konsekvens af vor eksistens." [se box].
Hvad antyder det antropiske princip om verdens overordnede struktur?
Antag,
at den antropiske undersøgelse i de kommende år afslører, at selv den
mindste
ændring af universets begyndelsesforhold eller af værdien af enhver
fundamental
mængde ville gøre, at livet ikke kunne have udviklet sig. Dette ville
antyde, at
ud af alle mulige verdener er den aktuelle verden den eneste, der har en
passende beskaffenhed for liv. Der ville imidlertid være behov for mange
flere
vidnesbyrd, før en sådan konklusion kunne fremsættes med nogen
overbevisning.
Wheeler har beskæftiget sig med et endnu større spørgsmål: "Hvordan blev
universet til?" De fleste videnskabsfilosoffer nægter, at spørgsmålet er
videnskabeligt meningsfuldt; ethvert svar forekommer at påkalde en
referenceramme hinsides videnskaben, fordi selve videnskabens klæde (nemlig
rumtiden) og fysikkens love, der beskriver rumtiden, dukkede op, da
universet
blev skabt i Big Bang. Ikke desto mindre påstår Wheeler, at så længe man
mangler
faste vidnesbyrd om spørgsmålets meningsløshed eller ubestemmelighed, kan
man
ikke være tilfreds med "at lade et hovedspørgsmål svæve i luften for evigt,
de
endeløse ubestemte spils fodbold".
Wheeler nærmer sig spørgsmålet ved at analysere logikken i de
forklaringer,
der er antaget i fysiske teorier siden det 18. århundredes videnskabelige
revolution. Han fastholder, at logikken består i at reducere et fænomen til
et
mere fundamentalt. Således blev begrebet om valens i kemi reduceret til
atomers
elektriske egenskaber og en luftarts temperatur blev reduceret til atomers
og
molekylers bevægelse. Det forekommer, at reduktionens logik kan have to
mulige
resultater, som Wheeler begge finder uholdbare. Fysisk teori kunne slutte i
en
eller anden fundamental, udelelig genstand eller felt; alternativt kunne
reduktionen afsløre lag på lag af struktur i det uendelige.
Wheelers måde at undslippe dette dilemma på er at foreslå, at den
reducerende logik selv kan komme til sin afslutning. "Man finder sig selv i
desperation spørgende om strukturen ikke, i stedet for at slutte i en
mindste
genstand eller i det mest grundlæggende felt, eller fortsætte og fortsætte,
i
slutningen fører til en form for lukket kredsløb af interdependenser." Hans
argument trækker på forbindelsen, etableret i kvantemekanik, mellem
observatøren
og det kvantefænomen han observerer. Kvantemekanikkens mangeverdener
tolkning
minimerer observatørens rolle, fordi den verden, han observerer, ikke
betragtes
som mere virkelig end enhver anden verden. Almene tolkninger af
kvantemekanikken
definerer imidlertid virkeligheden som det, der observeres; observatøren
bidrager til virkeligheden gennem selve observationshandlingen. Wheeler
antager
en ekstrem version af denne ide ved at foreslå, at for at et univers skal
være
virkeligt, skal det udvikle sig på en sådan måde, at observatører kommer i
eksistens.
Til støtte for dette standpunkt citerer Wheeler det antropiske princip.
Han
anfører at "der har aldrig vist sig nogen anden grund til, at visse af
konstanterne og begyndelsesforholdene har de værdier, de har end, at ellers
ville noget som observatører, som vi kender det, være umuligt." Han
spekulerer
på om man ikke kunne "forestille sig, som Carter gør, 'et ensemble af
universer'
af hvilket kun en lille brøkdel muliggør liv og bevidsthed? Eller spørge,
som vi
gør nu, om noget univers overhovedet kunne komme til at eksistere, medmindre
det
garanteret ville frembringe liv, bevidsthed og observatører et eller andet
sted
og i et lille tidsrum af dets kommende historie?" Wheeler forkaster det
almindelige synspunkt, at liv og observatører kun er tilfældigheder i et
univers, der er uafhængigt af observatører og påstår i stedet at
"kvantemekanikken har ført os til at tage det direkte modsatte synspunkt, at
observatøren er lige så essentiel ved skabelsen af universet, som universet
er
for skabelsen af observatøren, alvorligt og udforske det.
Med denne hypotese har Wheeler bragt det antropiske princip langt
hinsides
området for forklaringens logik; han har overskredet metafysikkens tærskel.
Få
forskere eller filosoffer ville befinde sig godt med hans vision. Vi mangler
endnu at se, om de mindre storslåede anvendelser af det antropiske princip
vil
vinde accept.
Fra The Anthropic Principle, Scientific American, december 1981, ss.
114-122.
Indhold
Udforskning af vort univers og andre :Én sti: Kvanteteorien og virkeligheden
Er det Stærke Antropiske Princip for svagt?
Index
Jørgen Skydstofte
"Jørgen Skydstofte" <ma...@skydstofte.dk> skrev i en meddelelse
news:48035be6$0$15874$edfa...@dtext01.news.tele.dk...
Bae9
news:4805c5a3$0$15879$edfa...@dtext01.news.tele.dk...
Sig det lige en gang til