En ny himmel. Aarhus University Press
Читать онлайн книгу.
SETI-projektet (Search for Extraterrestrial Intelligence), som stadig kører.
I Nordeuropa var klimaet væsentligt mildere over for nye ideer. Det blev da også i England, at det endelige opgør med middelalderens videnskabelighed kom i form af de teorier, Isaac Newton (1642-1727) fremlagde. Newton var tilknyttet universitetet i Cambridge fra 1661, først som studerende og siden som professor. Der er næppe nogen tvivl om, at Newton var en af de største og mest alsidige begavelser inden for naturvidenskaben gennem tiderne.
Newtons bidrag til matematikken og fysikken er talrige. Et eksempel er, at han opfandt den gren af matematikken, der er kendt som differentialregningen. Uafhængigt og samtidigt blev den opfundet af den tyske filosof og matematiker G.W. Leibniz (1646-1716), og Newton brugte mange år af sit liv på at skændes med Leibniz om, hvem der egentlig havde gjort opfindelsen først. De største af Newtons opdagelser inden for fysikken blev præsenteret i værket Naturfilosofiens matematiske principper eller Philosophia Naturalis Principia Mathematica (1687), bedre kendt som Principia. I værket præsenteredes de ligninger, der senere er blevet kendt som Newtons tre love:
1 Et legeme, der ikke udsættes for nogen kraft, bevæger sig med konstant hastighed langs en ret linje. Det ligger ikke nødvendigvis stille, sådan som Aristoteles ville have sagt.
2 Et legeme, der udsættes for en kraft, accelereres. Størrelsen af accelerationen er givet ved ligningen acceleration = kraft/masse. Jo tungere et legeme er, desto større skal kraften altså være for at bevirke en bestemt acceleration.
3 Enhver aktion medfører reaktion. Hvis man skubber til et objekt med en bestemt kraft, vil objektet påvirke en med en kraft af samme størrelse i modsat retning.
Disse ligninger beskriver, hvordan alle legemer, inklusive planeterne og Solen, bevæger sig i forhold til hinanden, vel at mærke hvis man kender den kraft, som virker mellem objekterne. Samtidig siger de også, at hvis man kender en begyndelsestilstand tilstrækkeligt godt, kan man forudsige, hvordan alting bevæger sig ud i det uendelige.
Galileis og Newtons opdagelser havde også store filosofiske konsekvenser. I teoriens mest ekstreme form blev verden betragtet som en maskine, der opførte sig fuldkommen deterministisk. Newtons samtidige, den engelske filosof Thomas Hobbes (1588-1679), hævdede for eksempel ligesom de græske atomister, at den fri vilje egentlig ikke eksisterer. Alt er i stedet bestemt af logiske og kausale processer. Først med kvantemekanikken i det 20. århundrede ændrede denne opfattelse sig. I kvantemekanikken er der nogle fundamentale usikkerheder, som gør, at en del af det deterministiske i den klassiske newtonske model forsvinder.
Ud over de tre love indeholdt Principia også en færdig teori for tyngdekraften, den universelle teori, som beskriver både, hvor hurtigt legemer, der slippes fra stor højde, falder til jorden, og planeternes baner rundt om Solen. Keplers tre love for planeternes bevægelse kommer som en helt naturlig konsekvens af de naturlige principper, Newton senere beskrev i sin teori.
Newtons tyngdelov siger, at kraften mellem to legemer (uanset om legemerne er stjerner, planeter eller ærter…) kan skrives som produktet af de to legemers masser divideret med kvadratet på afstanden mellem dem. Ud over det indgår en konstant, G, der kun kan bestemmes ud fra målinger.
Det fundamentale er, at konstanten G er den samme i alle tilfælde uanset sammensætningen af de to legemer osv. Den siger altså, at tyngdekraften alene virker på grund af legemernes masse og ikke deres specifikke sammensætning. I tilfældet, hvor man skal beregne hastigheden af et legeme, der falder mod jorden, er den ene masse Jordens masse, og den anden legemets masse. r er så afstanden fra Jordens centrum til legemet (ca. 6300 km). For at forstå, hvorfor to legemer med forskellig masse falder lige hurtigt mod jorden, kan man se på det, der kaldes Newtons 2. lov: Acceleration af et objekt er givet ved den kraft, objektet påvirkes med, divideret med massen af objektet.
Ved at kombinere tyngdeloven og Newtons 2. lov kan man derfor finde accelerationen af et objekt, der slippes og falder mod Jorden. I tyngdeloven skal man gange med objektets masse, og i Newtons 2. lov skal man dividere med den. Tilsammen forsvinder massen derfor i udtrykket for acceleration. Den indgår altså overhovedet ikke som en faktor, og alle legemer accelereres derfor ens og falder til jorden med samme hastighed.
Interessant nok er der faktisk intet, der siger, at massen i tyngdeloven og massen i Newtons 2. lov er den samme. Den ene måler styrken af tyngdekraften, mens den anden måler objektets inerti, altså hvor svært det er at flytte. At de to masser faktisk er den samme ting, kaldes for ækvivalensprincippet og ligger til grund for Albert Einsteins (1879-1955) generelle relativitetsteori, der er basis for den moderne forståelse af tyngdekraften.
Newtons påvisning af, at en meget stor del af naturfænomenerne kunne beskrives matematisk, førte til det endelige paradigmeskift til det moderne verdensbillede. Den engelske fysiker Robert Hooke (1635-1703) bedyrede, at han havde formuleret gravitationsloven flere år før Newton, og at Newton havde stjålet den fra et brev, Hooke havde sendt til Newton i 1679. Fejden fortsatte indtil Hookes død, og da Newton blev præsident for Royal Society, forsvandt alle de notater og instrumenter, selskabet havde fået fra Hooke, på mystisk vis. Dette er bare endnu et eksempel på de mange fejder, Newton havde med sine kolleger. Til gengæld er det uomtvisteligt, at Principia lagde grunden til en meget stor del af fysikkens udvikling indtil det 20. århundrede.
Spørgsmålet om universets mulige uendelighed var også fortsat noget, der optog naturforskerne.
Da Newton opstillede sin lov for tyngdekraften, blev han klar over et problem med den. Hvis universet bestod af en endelig samling stjerner, måtte de jo alle tiltrække hinanden, og derfor ville universet kollapse. Newton foreslog, at hvis universet er uendeligt, ville alle stjernerne føle den samme kraft i alle retninger, og de ville derfor ikke kunne ’falde’ nogen steder hen. Dette er faktisk ikke rigtigt, men modsigelsen opstod, fordi begrebet ’uendelig’ ikke blev benyttet konsistent. I dag ved vi, at det ikke er muligt at konstruere en model, der er både statisk og uendelig.
Et andet problem med det uendelige univers blev påpeget af tyskeren Heinrich Olbers (1758-1840) i 1823. Hvis universet består af en uendelig mængde stjerner som Solen, så ville vi kunne se lyset fra dem alle. De fjerne stjerner ville se mindre lysstærke ud, men til gengæld ville der være tilsvarende flere af dem. Derfor burde hele himmelen lyse lige så kraftigt som Solen selv, og det er en logisk udfordring, der kendes som ’Olbers’ paradoks’. Olbers eget modargument var, at lyset fra de fjerne stjerner blev absorberet undervejs til os af noget mellemliggende stof. Men det argument nytter ikke noget, for det fører bare til, at stoffet bliver varmet op og til sidst begynder at udsende lys. Man kan se det ud fra den fundamentale lov om energibevarelse.
Den virkelige grund til, at himmelen ikke lyser som Solen, er, at universet udvider sig, men dette blev man først klar over langt senere. Til gengæld betyder Olbers’ paradoks ikke nødvendigvis, at universet kun har en endelig alder. Hvis universet blev født for kort tid siden, kunne man jo ellers forestille sig, at lyset fra de fjerne stjerner ikke havde nået os endnu, og at himmelen derfor ville være mørk nu, men blive lysere og lysere, som tiden gik. Men det viser sig, at selv i et uendeligt gammelt univers forsvinder Olbers’ paradoks, hvis bare universet udvider sig hurtigt nok.
Newtons love fungerede så fremragende, at det først i slutningen af det 19. århundrede blev nødvendigt at udvikle en ny teori, der kunne erstatte Newtons dynamiske love og hans teori for tyngdekraften. Resultatet blev Einsteins generelle relativitetsteori.
Med hensyn til den observationelle side af astronomien skete der til gengæld en væsentlig udvikling fra Newtons tid til det 20. århundrede. På Newtons tid var teleskopet i sin barndom, men det blev ret hurtigt udviklet. Ved brug af teleskoper fandt man ud af, at Mælkevejen i virkeligheden består af enkeltstjerner, som ligger i et stort bånd på himmelen. Den engelske astronom Friedrich Herschel (1738-1822) opdagede også, at der ud over stjerner var nogle lysende tågede pletter på himmelen. Ved brug af stadig større teleskoper fandt han ud af, at i hvert fald nogle af tågerne bestod af enkelte stjerner, og at de kun lignede tåger, fordi de var så langt væk. I starten troede han, at de andre tåger også kunne opløses i stjerner, hvis man havde et tilstrækkeligt stort teleskop. En del af