Astronomi

Galakser og det ekspanderende univers

Einstein anvendte næsten straks sin gravitationsteori på universet som en helhed og udgav sin første kosmologiske artikel i 1917. Fordi han ikke var godt bekendt med det nylige arbejde inden for astronomi, antog han, at universet var statisk og uforanderligt. Einstein antog, at stof var fordelt ensartet i hele universet, men han kunne ikke finde en statisk løsning på sine feltligninger. Problemet var, at den gensidige gravitation af alt stof i universet ville have tendens til at få universet til at trække sig sammen. Derfor introducerede Einstein et ekstra udtryk indeholdende en faktor Λ, den "kosmologiske konstant." Den nye betegnelse gav en universel kosmisk frastødende kraft, der kunne virke i store afstande for at modvirke virkningerne af tyngdekraften. Da han senere fik at vide om universets udvidelse, beskrev Einstein den kosmologiske konstant som den største bommert i sin karriere. (Men den kosmologiske konstant er sneget tilbage til slutningen af det 20. århundrede og det 21. århundrede. Kosmologi. Selv når Einstein tog fejl, var han ofte på noget dybtgående.)

Einsteins statiske løsning repræsenterede et univers med begrænset volumen, men uden kanter, da pladsen krummet tilbage på sig selv. Således kunne en imaginær rejsende rejse for evigt i en lige linje og aldrig komme til en kant af universet. Rummet har positiv krumning, så vinklerne i en trekant tilføjes mere end 180 °, skønt overskuddet kun ville fremgå i trekanter af tilstrækkelig størrelse. (En god todimensionel analogi er Jordens overflade. Den er endelig i området, men har ingen kant.)

I begyndelsen af det 20. århundrede troede de fleste professionelle astronomer stadig, at Mælkevejen i det væsentlige var den samme ting som det synlige univers. Et mindretal troede på en teori om øens universer - at spiralnebularerne er enorme stjernesystemer, der kan sammenlignes med Mælkevejen og er spredt gennem rummet med store tomme afstande imellem. En indsigelse mod ø-universets teori var, at der ses meget få spiraler i nærheden af Mælkevejenes plan, den såkaldte zone med undgåelse. Således skal spiraler på en eller anden måde være en del af Mælkevejsystemet. Men den amerikanske astronom Heber Curtis påpegede, at nogle spiraler, der kan ses i front, naturligvis indeholder enorme mængder støv i deres ”ækvatoriale” plan. Man kan også forvente, at Mælkevejen har store mængder støv i hele sit plan, hvilket ville forklare, hvorfor mange svage spiraler ikke kan ses der; synlighed skjules simpelthen ved lave galaktiske breddegrader. I 1917 fandt Curtis også tre novæer på sine fotografier af spiraler; besvimelsen af disse novæer antydede, at spiralerne var i store afstande fra Mælkevejen.

Universets statiske karakter blev snart udfordret. I 1912, ved Lowell-observatoriet i Arizona, var den amerikanske astronom Vesto M. Slipher begyndt at måle de radiale hastigheder for spiralnebularer. Den første spiral, som Slipher undersøgte, var Andromeda-tågen, som viste sig at være blåskiftet - det vil sige bevægelse mod Mælkevejen - med en hastighed på tilgang på 300 km (200 miles) i sekundet, den største hastighed nogensinde målt for nogen himmel objekt indtil den tid. I 1917 havde Slipher radiale hastigheder i 25 spiraler, nogle så høje som 1.000 km (600 miles) pr. Sekund. Objekter, der bevæger sig i sådanne hastigheder, kunne næppe høre til Mælkevejen. Selvom nogle få var forskudt i blod, var det overvældende flertal rødskiftet, svarende til bevægelse væk fra Mælkevejen. Astronomer konkluderede imidlertid ikke umiddelbart, at universet ekspanderer. I stedet for fordi Slifers spiraler ikke var ensartet fordelt rundt om himlen, brugte astronomer dataene til at forsøge at udlede solens hastighed med hensyn til spiralsystemet. Størstedelen af Slifers spiraler var på den ene side af Mælkevejen og forsvindende, mens nogle få var på den anden side og nærmer sig. For Slipher var Mælkevejen i sig selv en spiral, der bevægede sig med hensyn til et større felt af spiraler.

I 1917 fandt den hollandske matematiker Willem de Sitter en anden tilsyneladende statisk kosmologisk løsning af feltligningerne, forskellig fra Einsteins, der viste en sammenhæng mellem afstand og rødskift. Selvom det ikke var tydeligt, at de Siters løsning kunne beskrive universet, da det var blottet for stof, motiverede dette astronomer til at lede efter et forhold mellem afstand og rødskift. I 1924 offentliggjorde den svenske astronom Karl Lundmark en empirisk undersøgelse, der gav en nogenlunde lineær relation (dog med masser af spredning) mellem spiralernes afstande og hastigheder. Det var vanskeligt at kende afstandene nøjagtigt nok. Lundmark brugte novæer, der var blevet observeret i Andromeda-tågen til at fastlægge afstanden af den tåge ved at antage, at disse novæer ville have den samme gennemsnitlige absolutte lysstyrke som novæer i Mælkevejen, hvis afstande var omtrent kendt. For fjernere spiraler påkaldte Lundmark de rå antagelser om, at disse spiraler skulle have den samme diameter og lysstyrke som Andromeda-tågen. Således fungerede novæerne som standardlys (det vil sige genstande med en defineret lysstyrke), og for fjernere spiraler blev spiralerne selv standardlys.

På den teoretiske side studerede den russiske matematiker Aleksandr Friedmann mellem 1922 og 1924 ikke-statiske kosmologiske løsninger på Einsteins ligninger. Disse gik ud over Einsteins model ved at tillade udvidelse eller sammentrækning af universet og ud over de Siters model ved at lade universet indeholde stof. Friedmann introducerede også kosmologiske modeller med negativ krumning. (I et negativt buet rum tilføjer vinklerne i en trekant mindre end 180 °.) Friedmanns løsninger havde lille øjeblikkelig indflydelse, dels på grund af hans tidlige død i 1925 og dels fordi han ikke havde forbundet sit teoretiske arbejde med astronomiske observationer. Det hjalp ikke, at Einstein offentliggjorde en note, der hævdede, at Friedmanns papir fra 1922 indeholdt en grundlæggende fejl; Einstein trak senere denne kritik tilbage.