det kosmologiske princip

Det kosmologiske princip kan filosofisk betragtes som en naturlig konsekvens af det kopernikanske princip, at der ikke findes foretrukne eller særlige steder i rummet. I moderne kosmologi blev princippet første gang anvendt i 1917 af Einstein i forbindelse med hans model for universet, baseret på den generelle relativitetsteori.

På det tidspunkt var det dog langt fra klart, om princippet er i overensstemmelse med virkelighedens univers. Princippet blev primært anvendt, fordi Einsteins feltligning, som er den centrale ligning i generel relativitetsteori, reducerer til den langt simplere Friedmann-ligning (udledt første gang i 1919 af Aleksandr Friedmann) i et homogent og isotropt univers.

Senere har det dog vist sig, at det kosmologiske princip faktisk er gældende til en meget god tilnærmelse over store afstande.

I moderne kosmologi er det muligt at lave observationer ud til den såkaldte horisont. Da Universet udvider sig og har en endelig alder, har lys kun kunnet bevæge sig en endelig afstand siden Universets begyndelse. Derfor er det også kun muligt at se områder af Universet, hvorfra lys har kunnet nå os.

Det fjerneste lys, det er muligt at observere, kommer fra den kosmiske baggrundsstråling. Strålingen er blevet udsendt i det tidlige univers kun omkring 390.000 år efter Universets begyndelse, og de områder, der har udsendt den stråling, vi på nuværende tidspunkt observerer, befinder sig omkring 40 milliarder lysår (omkring 13 Gigaparsec) væk. Observationer viser, at variationen i tæthed mellem disse områder kun er omkring 1/100.000. Mere formelt kan afvigelser i tæthed over disse meget store områder skrives som

\( \langle \delta \rho/\rho \rangle \sim 10^{-5} \)

På mindre afstande vokser disse afvigelser i størrelse, og på afstande, der er 100-200 Megaparsec (Mpc), gælder det, at

\( \langle \delta \rho/\rho \rangle_{\rm 100-200 Mpc} \sim 1 \)

Dette kan måles ganske præcist gennem observationer af galaksers fordeling i universet. På mindre afstande gælder det kosmologiske princip ikke længere, og universet ser forskelligt ud forskellige steder.

I moderne fysisk kosmologi forstås årsagen til, at universet på store afstande overholder det kosmologiske princip, gennem den såkaldte inflationsteori. Det centrale i denne teori er, at universet meget tidligt er domineret af et såkaldt skalarfelt, der minder om Higgs-feltet i partikelfysikkens standardmodel. Dette skalarfelt fører til en meget hurtigt udvidelse af universet og gør tætheden stort set ens alle steder, bortset fra små kvantefluktuationer. Disse små fluktuationer er netop dem, der nu kan observeres i den kosmiske baggrundsstråling, og det er samtidig også dem, der udgør kimen til al strukturdannelse i universet.

En mulig konsekvens af inflation er dog også, at universet muligvis bryder det kosmologiske princip på afstande, der er langt større end horisonten. Dette kan ikke dog ikke observeres direkte.

Den såkaldte steady state teori for universets udvikling, som blev foreslået af den engelske fysiker Fred Hoyle og andre i 1950’erne, byggede på en udvidelse af det kosmologiske princip til også at sige, at universet skal se ens ud til alle tider. Dette kan kun gøres konsistent med universets udvidelse, hvis der konstant dannes nyt stof, således at tætheden i universet forbliver den samme.

Opdagelsen af den kosmiske baggrundsstråling i 1965 viste dog, at det tidlige univers har været langt varmere og tættere end det nuværende. Observationen er konsistent med big bang-teorien, men ikke med steady state-modellen, der derfor måtte forkastes.

• kosmologi
• kosmogoni