Himmellegemernes dans på himlen har forundret mennesket lige så længe, vi ved. Ud over at være kilden til magiske fortællinger om guder og kæmper har det også haft stor praktisk betydning for eksempelvis navigation til søs.

Astronomi er den ældste af naturvidenskaberne, og kalendere baseret på Solen, Månen og planeterne kendes fra adskillige antikke kulturer.

Ved at observere himlen over tid vil man opdage periodicitet i himmellegemernes bevægelse. Forestil dig nu, at du er fysiker og vil forudsige disse bevægelser.

Nat efter nat vil du observere Månens og planeternes positioner, og måske vil du komme frem til, at den bedste model er én, hvor Månen omløber Jorden på cirka 30 dage og planeterne (inklusiv Jorden) omløber Solen med hver sin omløbstid (et planetarisk år).

Du kan nu forudsige himmellegemernes bevægelse, men det er baseret på en teori, der er specifik for hvert enkelt himmellegeme. Hvis jeg smider en ny planet ind i Solsystemet, kan du ikke forudsige dens bevægelse.

Så skal du ud igen hver nat med notesblokken og måle dens periodiske bevægelse, hvilket giver dig en specifik teori for den nye planet.

Fysik er et landkort over naturens love

Hvor ville det være et stort videnskabeligt fremskridt, hvis vi kunne forudsige alle himmellegemers bevægelse. Ikke blot for de kendte planeter og måner, men også ukendte og hypotetiske. Tænk, hvis der fandtes én simpel lovmæssighed, der forener alle observationerne.

Det er netop, hvad Isaac Newton præsenterer i 1687 i form af sin universelle tyngdelov. Den siger, at alle legemer tiltrækker hinanden med en kraft, der er proportional til massen af hvert legeme og invers proportional til kvadratet på deres afstand.

Det betyder, at hvis jeg fordobler afstanden mellem for eksempel Jorden og Solen, så vil tiltrækningskraften mellem dem falde til en fjerdedel. Hvis jeg fordobler enten Jordens eller Solens masse, så vil tiltrækningskraften også fordobles.

Kodeordet her er universel, altså at loven gælder alle legemer. Loven forklarer ikke blot tiltrækningen mellem planeterne og Solen, der er ophav til deres periodiske baner, men også mellem et æble og Jorden.

Vi kan nu erstatte de specifikke teorier for hver planet med én universel teori: Newtons tyngdelov, der inkluderer de gamle teorier, men dækker langt mere end dem.

Videnskaben har bevæget sig et skridt fremad. Hvis fysikere er opdagelsesrejsende, der forsøger at kortlægge naturens love, så er bevægelseslovene for hver planet en lille flig, vi møjsommeligt har belyst.

Med Newtons tyngdelov får vi pludselig kortlagt hele kontinentet.

Merkurs bane volder Newton problemer

Spørgsmålet er så, om Newtons tyngdelov er helt korrekt. Er der enkelte steder, hvor Newtons 'landkort' ikke helt passer?

Ja, det er der. Et historisk vigtigt eksempel er Merkurs bane og forudsigelsen af dens såkaldte præcession.

I et 'idealiseret' solsystem, hvor en masseløs Jord er den eneste planet, vil Jorden altid vende tilbage til udgangspunktet efter ét kalenderår. I realiteten har Jorden en masse, der påvirker Solens bane, og tilstedeværelsen af alle de andre planeter påvirker Jordens bane, der tilsammen forårsager, at Jorden kun færdiggør 99,996 procent procent af en hel omgang om Solen på et kalenderår.

Det svarer til en forskydning på 20 minutter og 24 sekunder. Dette lyder ganske ubetydeligt på et år, men over tid vil banen gradvist forskyde sig – fænomenet kaldes præcession.

Det er altså ikke noget, man bemærker med det samme. Derfor var det først i 1859, at den franske astronom og matematiker Urbain Le Verrier konkluderede, at tallene ikke stemte for Merkurs banepræcession.

Der skulle 300 års dataindsamling til at nå denne erkendelse, startende med Tycho Brahes præcise observationer fra 1500-tallet foretaget med det blotte øje!

I første omgang foreslog Urbain Le Verrier, at uoverensstemmelse mellem Newtons forudsigelse og Merkurs observerede banepræcession kunne skyldes eksistensen af en ny planet.

Jagten på denne hypotetiske planet, Vulkan, forblev dog ufrugtbar. Andre forsøg på at forklare banen indenfor Newtons teori slog også fejl, og dét tydede på, at problemet måske var selveste Newtons tyngdelov (læs en engelsksproget diskussion af problemet med Merkurs bane her).

Merkurs bane var genstand for stor videnskabelig debat, især i 1800-tallet. (Foto: Benutzer:Rainer Zenz / Public Domain)

Einsteins korrektion til Newton

I 1915 fremlagde Albert Einstein et alternativ til Newtons tyngdelov: Den generelle relativitetsteori. Teorien er, sammen med hans ti år ældre specielle relativitetsteori, et opgør med den klassiske forestilling om verden som et system af vekselvirkende legemer i et statisk rum med et urørligt tikkende ur på væggen.

I Einsteins relativitetsteori smelter tid og rum sammen til én enhed, rumtiden, og legemer kan endda påvirke rumtidens udformning, der igen påvirker legemernes bevægelse.

I Einsteins verdensbillede tiltrækker to legemer med masse hinanden, fordi de krummer rumtiden omkring sig, som var den et gummiunderlag. Den samme effekt tilskrev Newton tyngdekraften.

Illustration af en planet, der krummer rumtiden. (Illustration: Mysid / CC BY-SA 3.0)

Hvis vi udregner planeternes baner med henholdsvis Einsteins og Newtons teorier, får vi næsten det samme resultat. Det er betryggende givet tyngdelovens store succes.

Her kan vi altså betragte Einsteins teori som en korrektion til Newtons.

I tilfældet med Merkurs banepræcession er det Einsteins korrektion, der kommer os til undsætning og bringer teori i overensstemmelse med observationerne.

Den korrekte beregning af Merkurs banepræcession var en stor triumf for den generelle relativitetsteori, der i dag anerkendes som vores mest fyldestgørende teori for tyngdekraft (gravitation).

Einsteins relativitetsteori er dog mere små rettelser til Newtons gamle 'landkort'. Et nyt kontinent, som man først opdager i situationer med ekstrem gravitation, bliver også føjet til.

Her finder man sorte huller, som med deres ekstremt høje massetæthed bøjer rumtiden så meget, at intet i dets nærhed kan undslippe.

På Einsteins tid var sorte huller ren spekulation, men i dag mener man, at alle større galakser har et supermassivt sort hul i centrum. Tyngdebølger er et andet fænomen, som kun Einsteins teori forudsiger.

Først i 2016 lykkedes det forskere at detektere dem, da to sorte huller tog en svingom og smeltede sammen i en voldsom kollision, der rystede selve rumtiden.

Vi vælger den simpleste teori til formålet

Hvis man er pedantisk, kan man påstå, at Einstein viste, at Newton tog fejl. Man kan afvise hans tyngdelov med henvisning til fejlberegningen af Merkurs bane og manglen af sorte huller.

Men med den logik er al fysik forkert.

Det er vigtigt at forstå, at ingen fysisk teori er udtryk for en ultimativ sandhed. Der vil altid være områder, den ikke dækker. Vi forstår ikke alt i universet og kommer formentligt aldrig til det (det har jeg skrevet mere om i artiklen 'Vi får aldrig eksakt viden om verden' her på Forskerzonen).

Newtons tyngdelov er så simpel, at selv skolebørn kan lære at bruge den. Einsteins generelle relativitetsteori er så svær at forstå, at den er et tilvalg på universitetets kandidatniveau.

Teoriens ikke-lineære koblede differentialligninger er et mareridt for enhver, der vil regne noget ud i praksis.

Når en fysiker står overfor et problem, skal han eller hun derfor nøje overveje, hvilken teori der skal bringes i spil. Hvis Newtons teori giver det korrekte svar indenfor en accepteret usikkerhed, er der ingen grund til at jagte korrektioner på tiende decimal med Einsteins enorme maskineri.

Det ville være at skyde gråspurve med kanoner.

At vælge Newtons lov letter ikke blot arbejdet, det tydeliggør også hvilke fysiske fænomener, der er relevante for det givne problem – i tyngdelovens tilfælde er det en simpel sammenhæng mellem masser og afstand.

Vi finder jo heller ikke verdenskortet frem, hvis vi skal fra Aarhus til København. Og typisk vil vi også være tilfreds med et kort, der var nøjagtigt ned til ti meter.

Fysik handler ikke kun om at tegne nye og bedre kort, men også om at bruge det simpleste kort til formålet.