For at livet skal oppstå, er det behov for et fundament. Universet vårt syntetiserte atomkjerner i begynnelsen av historien. Kjernene fanget elektroner for å danne atomer. Klynger av atomer dannet galakser, stjerner og planeter. Endelig hadde sansende vesener et sted å ringe hjem. Vi tar det for gitt at fysikkens lover tillater utseendet til slike strukturer, men alt kan være annerledes.
I løpet av de siste tiårene har mange forskere hevdet at hvis fysikkens lover til og med var litt forskjellige, ville det ikke være slike komplekse strukturer i rommet. Parallelt med dette kom kosmologene til den konklusjonen at vårt univers bare kan være en del av multiverset - et stort sett med universer som opptar det meste av romtidskontinuumet. Eksistensen av andre univers gir en attraktiv mulighet til å forklare den tilsynelatende nøyaktigheten til fysikkens lover, fordi lovene endres avhengig av universet, og vi lever i en som tillater tilstedeværelse av observatører, siden vi ikke kunne bo noe annet sted.
Astrofysikere har diskutert konseptet med å finjustere universet så lenge at mange har kommet for å ta det for gitt at vårt univers er uvanlig egnet til komplekse strukturer. Selv de som er skeptiske til Multiverse-hypotesen aksepterer denne antagelsen; de tror ganske enkelt at en annen forklaring kan bli funnet. Faktisk har ingen tydelig vist finjusteringen av universet. Vi vet ikke nøyaktig hvilke fysikklover som er nødvendige for utvikling av astrofysiske strukturer, og hvilke som er nødvendige for livets utvikling. Nylig arbeid med stjernevolusjon, atomastrofysikk og strukturdannelse har antydet at argumentene for å finjustere universet er mindre overbevisende enn tidligere antatt. Forholdene som er nødvendige for livets utvikling er mulige i andre universer, så vårt er ikke så unikt som det virker.
Den første typen finjustering av universet er de viktigste naturkreftene i de skuespillende stjernene. Hvis den elektromagnetiske kraften var for stor, ville den elektriske frastøtingen av protoner stoppe kjernefusjon i stjernene, og de ville slutte å skinne. Hvis elektromagnetismen var for svak, ville atomreaksjoner spire ut av kontroll, og stjerner ville eksplodere veldig spektakulært. Og hvis tyngdekraften var for sterk, ville stjernene enten kollapse i sorte hull eller rett og slett aldri antennes.
Men hvis du ser nærmere på, er stjernene overraskende seige. Styrken til det elektriske samspillet kan endres hundre ganger i begge retninger før stjernens aktivitet kompromitteres. Tyngdekraften kan bli hundre ganger mer eller en milliard ganger mindre, og stjernen vil fortsatt leve videre. Tillatte verdier av gravitasjons- og elektromagnetiske krefter avhenger av kjernekrefter. Hvis reaksjonshastigheten var høyere, kunne stjerner fungere selv med et bredere spekter av gravitasjons- og elektromagnetiske krefter. Omvendt vil mindre raske kjernefysiske reaksjoner begrense dette området.
I tillegg til disse minimumsbetingelsene, må tilstanden til stjernene også tilsvare et visst antall andre indikatorer, noe som ytterligere reduserer antall tillatte verdier av interaksjonskrefter. Stjernene må være varme. Temperaturen på overflatene må være høy nok til å utløse de kjemiske reaksjonene som er nødvendige for livets utvikling på planeten. I vårt univers er romene rundt de fleste stjerner store nok, så det er områder der planetenes overflatetemperatur holdes på rundt 27,85 ° C, noe som er nok til å støtte livet. I universer, der elektromagnetiske krefter er større, er stjerner kaldere, noe som gjør det vanskelig for livet å utvikle seg.
Blant annet må stjerner leve lenge. Utviklingen av komplekse livsformer finner sted over store tidsperioder. Siden livet er drevet av et komplekst sett med kjemiske reaksjoner, blir hovedklokken for biologisk evolusjon satt av atomtidslinjen. I andre universer vil atomurene krysse av med en annen hastighet, avhengig av styrken til elektromagnetiske interaksjoner, og denne forskjellen må også tas i betraktning. Når kraften er lav, brenner stjernene kjernebrensel raskere, og derfor reduseres levetiden.
Sist men ikke minst skal stjernene bare formes. For at galakser, og deretter stjerner, skal kondensere fra kildegassen, må den kunne miste energi og kjøle seg ned. Kjølehastigheten avhenger (igjen) av de elektromagnetiske kreftene. Hvis den er for svak, vil ikke gassen kunne avkjøles raskt nok og vil forbli i en diffus tilstand i stedet for å kondensere, og skape en galakse. Stjerner må også være mindre enn deres hjemmegalakser, ellers vil stjernedannelse bli problematisk. Disse forholdene reduserer ytterligere den tillatte styrken til elektromagnetisme.
Kampanjevideo:
Det viser seg at verdiene til grunnleggende krefter kan øke eller redusere med flere størrelsesordener, og planetene vil fortsatt passe inn i de gitte forholdene (som det fremgår av diagrammet nedenfor). Disse kreftene er mindre finjustert enn mange forskere tror.
Et annet eksempel på mulig innstilling av universet oppstår i sammenheng med karbondannelse. Etter at en kjernefysisk reaksjon har skjedd i kjernene til middelstore stjerner, og omdanner hydrogen til helium, blir helium selv drivstoff. I en kompleks reaksjonssekvens blir helium brent inn i karbon og oksygen. Fordi heliumkjerner spiller en viktig rolle i kjernefysikk, fikk de et spesielt navn: alfapartikler. De vanligste kjernene består av en, tre, fire eller fem alfapartikler. Som du kan se, eksisterer ikke en kjerne med to alfapartikler, beryllium-8, som det er en god forklaring på: den er ustabil i vårt univers.
Ustabiliteten til beryllium gjør det vanskelig for karbon å danne seg. Når stjerner forvandler heliumkjerner til å bli beryllium, begynner berylliumkjernene nesten umiddelbart å råtne tilbake til deres bestanddeler. Til enhver tid inneholder kjernen til en stjerne en liten, men ustabil mengde beryllium. Disse sjeldne berylliumkjernene kan samhandle med helium for å danne karbon. Siden til slutt tre heliumkjerner er involvert i prosessen, kalles den trippel alfa-prosessen. Men denne reaksjonen er for treg til å produsere så mye karbon som i vårt univers.
For å løse dette paradokset, forutsa fysiker Fred Hoyle i 1953 at karbonkjernen ved en viss energi måtte ha en resonant tilstand: som om det var en liten klokke som ringer med en viss tone. På grunn av denne resonansen er hastigheten på karbonproduksjonsreaksjonen mye raskere enn den kunne være: den er så høy at den ganske forklarer den store mengden karbon som finnes i vårt univers. Senere ble denne resonansen målt i et laboratorium med et beregnet energinivå.
Bekymringen er at i andre universer med forskjellige styrker, kan energien til denne resonansen være annerledes, og stjernene ville ikke produsere nok karbon. Karbonproduksjonen forstyrres hvis energinivået endres med mer enn 4 prosent. Dette problemet blir noen ganger referert til som trippel alfa-universets tuningproblem.
Heldigvis er det en enkel løsning på dette problemet. Hva kjernefysikk tar bort, gir det. Anta at kjernefysikk virkelig endret seg nok til å nøytralisere karbonresonans. Blant de mulige endringene i denne størrelsesorden ville omtrent halvparten ha en bivirkning som ville gjøre beryllium stabilt, så tapet av resonans ville ikke ha noe å si. I slike alternative universer vil karbon produseres på en mer logisk måte - ved å tilsette alfapartikler en om gangen. Helium kan omdannes til beryllium, som deretter reagerer med alfapartikler for å danne karbon. Til slutt er det ikke behov for justeringsproblemer.
Det tredje eksemplet på en mulig justering av universet gjelder de enkleste kjernene, bestående av to partikler: en deuteron, som inneholder en proton og en nøytron, en diproton, som inneholder to protoner, og en dineutron, som består av to nøytroner. I vårt univers er bare deuterium stabilt. Helium dannes ved å tilsette to protoner til det.
Hvis atomkraften var større, ville diproton være stabilt. I dette tilfellet kan stjerner generere energi ved hjelp av de enkleste og raskeste kjernefysiske reaksjonene, når protoner kombineres for å danne diprotoner og deretter andre isotoper av helium. Noen ganger argumenteres det for at i dette tilfellet vil stjernene brenne kjernefysisk drivstoff i veldig høy hastighet, noe som vil gjøre deres levetid for kort til å støtte biosfæren. Omvendt, hvis kraften var mindre, ville deuterium være ustabilt, og det første skrittet mot de tunge elementene ville være utilgjengelig. Mange forskere spekulerte i at fraværet av stabilt deuterium ville føre til et univers uten tunge elementer, og i et slikt univers ville det ikke være noen komplekse strukturer og liv.
Som det viser seg er stjerner utrolig stabile enheter. Deres struktur endres automatisk for å forbrenne kjernefysisk drivstoff i den hastigheten som er nødvendig for å opprettholde seg selv mot sin egen tyngdekraft. Hvis frekvensen av kjernefysiske reaksjoner er høyere, vil stjernene brenne kjernefysisk drivstoff ved en lavere gjennomsnittstemperatur, ellers ville de ikke være så forskjellige. Faktisk er vårt univers bare et eksempel på denne typen oppførsel. Deuteriumkjerner kan kombineres med protoner for å danne heliumkjerner ved hjelp av stor kraft. Utvalget av data om denne reaksjonen, som bestemmer sannsynligheten for at den skal forekomme, er kvadrillion ganger større enn for konvensjonelle termonukleære reaksjoner av hydrogen. Imidlertid brenner stjerner i vårt univers deuterium på en ganske konvensjonell, hendelsesløs måte. Driftstemperaturen til en stjernekjerne er 1.000.000 K, og for å forbrenne hydrogen under normale forhold, er det nødvendig med en temperatur på 15.000.000 K. Stjerner som brenner deuterium har et kaldere sentrum, og de er større enn solen, men i alle andre henseender er de ingenting. bemerkelsesverdig.
På samme måte, hvis atomkraften var mindre, kunne stjerner fortsette å fungere i fravær av stabilt deuterium. Flere andre prosesser gir muligheter for hvordan stjerner kan generere energi og syntetisere tunge elementer. I løpet av den første delen av livet tykkes stjerner sakte, kjernene blir varmere og tettere, og de skinner med solens kraft. Stjernene i vårt univers blir etter hvert så varme og tette at de kan starte kjernefusjon, men i alternative universer kan de fortsette sammentrekningsfasen og generere kraft gjennom tap av gravitasjonspotensialenergi. De lengstlevende stjernene kunne skinne med strålingskraft som var sammenlignbar med solens i opptil 1 milliard år, noe som mest sannsynlig ville være nok for biologisk evolusjon.
Hvis stjernene er veldig store, øker kompresjonen og fører til kollaps. Disse stjernekroppene blir faktisk bare supernova. Deres gjennomsnittstemperatur og tetthet øker til så høye verdier at kjernefysiske reaksjoner begynner. I dødsfallet finner mange forskjellige kjernefysiske reaksjoner sted med stjernene. Denne prosessen med eksplosiv nukleosyntese kan gi universet tunge kjerner til tross for fravær av deuterium.
Når et slikt univers inneholder til og med en liten mengde tunge elementer, har en senere generasjon stjerner et annet alternativ for kjernefysiske reaksjoner. Denne prosessen, kalt CNO-syklusen (karbon-nitrogen-oksygen-syklus), krever ikke deuterium som en overgangstilstand. I stedet fungerer karbon som en katalysator for dannelsen av helium. Denne syklusen finner sted i solens tarm og er bare en liten del av all sin energi. I fravær av stabilt deuterium dominerer CNO-syklusen over energiproduksjon. Og alternativene for atomkraft slutter ikke der. Stjerner kan også produsere helium gjennom en trippel nukleonreaksjon, som stort sett ligner den tredobbelte alfa-prosessen med karbondannelse. I alternative universer har stjerner således mange kanaler, både for energi og for komplekse kjerner.
Et fjerde eksempel på finjustering vedrører dannelsen av galakser og andre store strukturer. De initierte svingningene med lav tetthet, som skjedde i de tidligste øyeblikkene av kosmisk tid. Etter at universet var avkjølt, begynte disse vibrasjonene å bli sterkere under påvirkning av tyngdekraften, og til slutt ble de tettere områdene galakser og grupper av galakser. I begynnelsen hadde svingningene en liten amplitude Q lik 0,00001. Dermed var det primitive universet utrolig glatt: tetthet, temperatur og trykk i de tetteste og mest sjeldne områdene skilte seg bare med noen få hundre tusendeler. Q-verdien illustrerer en annen mulig finjustering i universet.
Hvis Q var lavere, ville svingningene ta lengre tid å bli sterke nok til å transformere seg til kosmiske strukturer, og galakser ville være mindre tette. Når tettheten til en galakse er for lav, kan ikke gassen i den avkjøles. Det kan aldri kondensere til galaktiske skiver eller smelte sammen til stjerner. Galakser med lav tetthet er ikke egnede habitater. For å gjøre saken verre, kan en lang nok forsinkelse forhindre at galakser i det hele tatt dannes. For 4 milliarder år siden begynte utvidelsen av universet å akselerere og strekke materie raskere enn den kunne samle. Denne hastighetsendringen er ofte forbundet med mystisk mørk energi. Hvis Q var for liten, ville det ta galakser så lang tid å kollapse,at akselerasjonen ville begynne før ferdigstillelsen av strukturer og ytterligere vekst ville bli undertrykt. Universet kan forbli livløst og blottet for kompleksitet. For å forhindre at dette skjer, kan ikke Q-verdien være mindre enn 10 ganger mer enn vår.
Hva om Q var større? Galakser ville dannes tidligere og være tettere. Dette vil også utgjøre en trussel mot potensiell bebobarhet. Stjernene ville være mye nærmere hverandre og samhandle oftere. I prosessen kunne de kaste planeter ut av banene sine og sende dem ut i verdensrommet. Dessuten, siden stjernene ville være nærmere, ville nattehimmelen være lysere, kanskje like lys som om dagen. Den stjerneklare bakgrunnen vil være for tett, det kombinerte stjernelyset kan koke havene på enhver ellers beboelig planet.
I dette tilfellet er finjusteringsargumentet ikke veldig overbevisende. De sentrale regionene i galakser kunne faktisk avgi så sterk bakgrunnsstråling at alle planeter ville være ubebodde. Men i utkanten av galakser ville tettheten alltid være lav nok til at beboelige planeter kunne overleve. Mye av det galaktiske rommet forblir levedyktig, selv om Q er tusenvis av ganger større enn i vårt univers. I noen tilfeller kan denne galaksen være enda mer godartet. Over hele galaksen kan nattehimmelen være like lys som sollyset vi ser på jorden om dagen. Planetene ville motta livsenergien fra mange fjerne stjerner, ikke bare fra solen. De kan være plassert i nesten hvilken som helst bane. I et alternativt univers med vibrasjoner med høyere tetthet enn vårt,til og med Pluto ville ha samme dagslys som Miami. Som et resultat kan en relativt tett galakse ha mer beboelige planeter enn Melkeveien.
Kort sagt, parametrene i vårt univers kan variere flere titalls ganger, og det vil fortsatt være arbeidsstjerner og potensielt beboelige planeter. Tyngdekraften ville være tusen ganger sterkere, eller en milliard ganger svakere, men stjernene fungerte fremdeles som en langvarig motor for kjernefysisk forbrenning. Den elektromagnetiske kraften ville være hundre ganger sterkere eller svakere. Frekvensen av kjernefysiske reaksjoner vil variere mange ganger. Alternativ stjernefysikk kan skape tunge elementer som utgjør det viktigste utgangsmaterialet for planeter og mennesker. Tydeligvis er ikke parametrene som bestemmer strukturen til stjerner og evolusjon finjustert.
Gitt at vårt univers ikke ser ut til å være spesielt finjustert, kan vi si at vårt univers er det beste for livets utvikling? Vår nåværende forståelse sier nei. Man kunne lett forestille seg et vennligere univers, og muligens mer logisk. Et univers med høyere utgangstetthetsvibrasjoner vil skape tettere galakser som kan støtte mer beboelige planeter enn våre. I et univers med stabilt beryllium kan direkte kanaler for karbonproduksjon eksistere uten behov for en kompleks trippel heliumreaksjon. Mens disse problemene fremdeles blir utforsket, forstår vi allerede at universer har mange veier til komplekse strukturer og biologi, og noen kan være mer tilbøyelige til livet enn vårt. I lys av disse generaliseringene, bør astrofysikere revurdere mulige konsekvenser av multiverset,inkludert graden av finjustering i vår.
Fred Adams er professor i fysikk ved University of Michigan i Ann Arbor. Vinner av American Astronomical Society's Helena Warner Prize, National Science Foundation's Young Investigator Prize og en rekke priser fra University of Michigan. Medforfatter av boka Five Ages of the Universe. I dypet av evighetens fysikk”.
